Is daar vereenvoudigde M-L-, M-R- en leeftydvergelykings vir nie-hoofreekssterre?

We are searching data for your request:

Forums and discussions:

Manuals and reference books:

Data from registers:

Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Go to search results >>>

gu gU sd VA jr mn YR Mn Wx Np OS zp Hc zp Az nP

Om 'n mate van konteks te gee, probeer ek 'n eenvoudige program skep wat die ster-eienskappe van 'n ster uitvoer as die aanvanklike massa en huidige ouderdom daarvan gegee word.

bv.

Insette

• Aanvanklike massa = 2e30kg
• Ouderdom = 4,6 miljard jaar

Uitset

• Tipe = Hoofreeks
• Klas = G2V
• Radius = 7e5km
• Oppervlaktemperatuur = 5778K

of

Insette

• Aanvanklike massa = 2e30kg
• Ouderdom = 10,2 Miljoen jaar

Uitset

• Tipe = Rooi Reus
• Klas = K4V
• Radius = 4e7km
• Oppervlaktemperatuur = 4000K

My probleem is dat die vergelykings wat ek gebruik het om hierdie uitset-eienskappe te bereken, slegs op die hoofreeks van toepassing is, sodat dit nie vir ander soorte soos rooi reuse, superreuse of wit dwerge gebruik kan word nie (bv. Die massa-helderheidsverhouding).

Ek het geen geluk gehad om die ekwivalente vergelykings te vind na baie ure van google nie, dus sal ek opreg waardeer enige hulp of selfs 'n google-sleutelwoord waarna ek kan soek om my op die regte spoor te plaas.

Jongste navorsing oor planeetvorming dui aan dat Mars binne enkele miljoen jaar (Myr) gevorm het en gebly het as 'n planetêre embrio wat nooit tot 'n massiewe planeet gegroei het nie. Van dinamiese modelle kan ook verwag word dat die meeste Mars & # x27-boustene bestaan ​​het uit materiaal wat gevorm is op wentelplekke net anderkant die yslyn wat kon bevat

0,1 - 0,2 gewig. % van H₂O. Deur hierdie beperkinge te gebruik, skat ons die newelgevange en katastrofies vergaste vlugtige inhoud tydens die stolling van die Mars & # x27 magma-oseaan en pas ons 'n hidrodinamiese bo-atmosfeer-model toe vir die studie van die sagte X-straal- en ekstreme ultraviolet (XUV) -gedrewe termiese ontsnapping van die martiese protoatmosfeer gedurende die vroeë aktiewe tydperk van die jong Son. Die hoeveelheid gas wat van die protoplanetêre skyf in die planetêre atmosfeer gevang is, word bereken deur die hidrostatiese struktuurvergelykings in die protoplanetêre newel op te los. Afhangend van neweleienskappe soos die stofkorrel-uitputtingsfaktor, planetesimale aanwas en helderheid, kon waterstofomhulsels met massas ≥ 3 × 10 19 g tot ≤ 6,5 × 10 22 g van die newel rondom die vroeë Mars gevang gewees het. Afhangend van die bogenoemde parameters, het die swaartekrag van die planete 'n lae XUV-stroom gehad

Honderd keer sterker in vergelyking met die huidige waarde, dui ons resultate daarop dat die vroeë Mars gedurende die vinnige tydperk sy newelvormige waterstofomhulsel sou verloor nadat die newelgas verdamp het.

0,1 - 7,5 Myr. Na die stolling van die vroeë Mars & # x27 magma-oseaan, het vlugtige stowwe katastrofies uitgegas met die hoeveelheid

10 - 55 bar CO₂ kon tydens verlore gegaan het

0,4 - 12 Myr, as die impakverwante energievloei van groot planeetdiere en klein embrio's na die planeet se oppervlak lank genoeg geduur het, kon verhoed word dat die stoomatmosfeer kondenseer. As dit nie die geval was nie, dui ons resultate daarop dat die tydskale vir H₂O kondensasie en oseaanvorming was miskien korter in vergelyking met die atmosfeerverdampingstydperk, sodat 'n mens kan spekuleer dat sporadiese periodes, waar 'n mate van vloeibare water op die planeet se oppervlak voorkom. Afhangend van die hoeveelheid uitgestote vlugtige stowwe, as gevolg van die impak en die hoë XUV-gedrewe atmosferiese ontsnaptempo's, kan sulke sporadies nat oppervlaktoestande egter ook nie veel langer geduur het as

0,4 - 12 Myr. Na die verlies van die gevange waterstofomhulsel en uitgasagtige vlugtige stowwe gedurende die eerste 100 Myr-periode van die jong Son, kan 'n warmer en waarskynlik natter periode ontwikkel het deur 'n kombinasie van vulkaniese ontgassing en impak gelewer vlugtige stowwe

4,0 ± 0,2 Gyr gelede, toe die son-XUV-vloed afgeneem het tot waardes wat tien keer meer was as die huidige son.

METODES artikel

'N Nie-plaaslike en tydsafhanklike teorie van konveksie is kortliks beskryf. Hierdie teorie is gebruik om die struktuur van sonkonveksie sones, die evolusie van massiewe sterre, litium-uitputting in die atmosfeer van die son en laat-tipe dwerge, en sterre ossillasies te bereken (in Deel & # x02161). Die resultate toon dat: 1) die teoretiese onstuimige snelheids- en temperatuurvelde in die atmosfeer en die termiese struktuur van die konvektiewe omhulsel van die son baie goed ooreenstem met die waarnemings en afleidings van helioseismiese inversie. 2) Die sogenaamde semi-konveksie-teenstrydigheid in die evolusieberekeninge van massiewe sterre is outomaties verwyder, soos ons voorspel het. Die teoretiese evolusiespore van massiewe sterre loop teen 'n hoër ligsterkte en die hoofreeks word aansienlik wyer in vergelyking met die berekeninge volgens die plaaslike menglengteorie (MLT). Dit beteken dat die evolusiemassa vir 'n gegewe helderheid oorskat is en dat die breedte van die hoofreeksband onderskat is deur die plaaslike MLT, wat moontlik die rede is vir die teenstrydigheid tussen die evolusionêre en pulserende massas van Cepheid-veranderlikes en die teenstrydigheid tussen teoretiese en waargenome verdeling van ligsterre in die MH-diagram. 3) Die voorspelde uitputting van litium stem oor die algemeen goed ooreen met die waarneming van die son en Galactiese oop trosse van verskillende ouderdomme. 4) Ons teoretiese resultate vir nie-adiabatiese ossillasies stem ooreen met die waargenome instabiliteit van klassieke veranderlikes van rooi reuse met 'n hoë helderheid. Byna al die onstabiliteitsstroke van die klassieke polsende veranderlikes (insluitend die Cepheid-, & # x003b4 Scuti-, & # x003b3 Doradus-, & # x003b2Cephei- en SPB-stroke) is weergegee (Deel & # x02161).

1. Inleiding

Watter M-dwergplanete goeie teikens is in die soeke na lewe, is steeds 'n oop probleem van hoë kompleksiteit. Daar bestaan ​​verskeie faktore wat sulke planete belowende teikens maak - hoofsaaklik opspoorbaarheid en oorvloed. Rotsagtige planete is makliker om rondom hierdie lae-massa sterre op te spoor (0.5–0.08.) M_⊙) met huidige tegnieke en instrumente. Rooi dwerge kom baie voor in die sonkraggebied, hulle spandeer ongeveer 10 jaar in die hoofreeks en biohandtekeninge soos N₂O en CH₄ kan meer voorkom en moontlik makliker opspoorbaar wees (Segura et al.,2005 sien ook resensies deur Scalo et al.,2007 Tarter et al.,2007 Shields et al.,2016 Weide et al.,2018a). Die oorvloed M-dwergashere, en dus potensieel bewoonbare planete, is voordelig aangesien planete wat in hierdie nabye bewoonbare gebiede om hierdie gashere wentel, toestande ondervind wat bewoonbaarheid moeilik kan maak.

Driedimensionele planetêre atmosferiese modelle het besorgdheid oor die ineenstorting van die atmosfeer weggedryf deur ekstreme temperatuurverskille tussen die verligte en donker hemisfere (bv. Dole, 1964) vir getyvergrendelde planete om M-dwergashere in die bewoonbare sone, het die modelle wat op hierdie probleem toegepas is, getoon dat atmosferiese sirkulasie die sterre-energie kan versprei en die temperatuurverskil kan verlaag (bv. Joshi et al.,1997 Joshi, 2003 Turbet et al.,2016). Aktiewe M-dwerg-gasheersterre vertoon egter magnetiese aktiwiteit wat ontstaan ​​het deur die interaksie van hul atmosfeer met hul magnetiese velde wat aangedryf word deur hul meestal of totaal konvektiewe interieurs. Een gevolg van magnetiese aktiwiteit is fakkels, onvoorspelbare vrystellings van energie wat wissel van "microflares" (∼10 29 erg soos gemeet in die U-band, ∼3320-3980 Å) tot hoë-energie fakkels met totale energiee so groot as 10 34 erg (bv. Hawley en Pettersen, 1991 Hawley et al.,2014). Aangesien die bewoonbare sone rondom hierdie sterre gashere in 'n fraksie van 'n astronomiese eenheid geleë is, word die energievloei van hierdie gebeure wat 'n impak op potensiële bewoonbare wêrelde het, met ten minste 'n orde verhoog in vergelyking met die aarde.

Aktiewe M-dwerge vertoon fakkelaktiwiteit met uiteenlopende fakkelenergieë en -frekwensies, maar volg gewoonlik 'n kragwetlike waarskynlikheidsverdeling (bv. Hilton, 2011 Hawley et al.,2014). Daar is waargeneem dat die aktiefste van hierdie dM3-dM5-sterre tientalle fakkels per dag produseer met totale energieë ≥10 30 erg en potensieel katastrofiese gebeure soos die Groot Flare van AD Leonis op 10 34 erg (Hawley en Pettersen, 1991) op 'n frekwensie van een keer per maand. Vergelyk dit met die gemiddelde sonaktiwiteit met die hoogste frekwensie van een enkele gebeurtenis per dag energie energy10 27 erg, tot ongeveer een 10 31 erg gebeurtenis per jaar (bv. Crosby et al.,1993). Een van die grootste waargenome sonvlamgebeurtenisse, bekend as die Carrington-gebeurtenis van 1859, het 'n geskatte totale energie van ~ 10 32 erg (bv. Cliver en Dietrich, 2013), 'n volle orde van 2 laer as die mees energieke gebeure wat op aktiewe M-dwerge waargeneem is.

Daar is twee aspekte van fakkelgebeurtenisse wat die bewoonbaarheid van 'n planeet negatief kan beïnvloed deur die atmosferiese samestelling te verander: toename in elektromagnetiese vloed en 'n uitbarsting van gelaaide gelaaide deeltjies. Die energie wat deur 'n fakkel in die steratmosfeer ingespuit word, het 'n styging en hoogtepunt van die fotometriese helderheid, bekend as die impulsiewe fase. 'N Geleidelike fakkelvervalfase volg, waar die energie-inset afneem totdat die ster stadig weer na die rustige toestand terugkeer. Tydens fakkelgebeurtenisse neem die helderheid van die ster in die X-straal-, UV- en sigbare stygings tot 3 orde toe (Scalo et al.,2007), wat die boonste atmosfeer van 'n planeet fotochemies kan verander (Segura et al.,2010). Vir 'n planeet wat nie atmosferiese bestanddele het nie (bv. O₂, O₃, CO₂) om hierdie kortgolflengtebestraling te absorbeer, kan die oppervlak gereeld bestraal word.

Die tweede treffende aspek van fakkelgebeurtenisse behels sterre energieke deeltjies (SEP's) wat tydens die impulsiewe fase van fakkels versnel kan word. Ons kennis van hierdie gebeure kom slegs uit sonkorrelasies, aangesien ons geen metode het om dit op afstand te kan waarneem nie. Die effek daarvan op die atmosfeer van 'n bewoonbare planeet hang waarskynlik af van verskeie faktore: die deeltjie-energieë, die teenwoordigheid en oriëntasie van 'n planetêre magnetiese veld en die chemiese samestelling van die atmosfeer. Die waarskynlikheid dat 'n protongebeurtenis geassosieer kan word met 'n sterfakkel is afhanklik van die fakkel-energie, met sonkrag-fakkels (≤10 27 erg) wat slegs selde swak partikelgebeurtenisse oplewer (bv. Hudson, 2011). Die kans vir 'n groot vloed energieke deeltjies is amper seker vir fakkels ∼10 28.3 erg (GOES klas X2) en hoër (bv. Yashiro et al.,2006 Dierckxsens et al.,2015). Alhoewel nie elke protongebeurtenis 'n potensieel bewoonbare planeet sal tref nie weens die gekombineerde meetkunde van die aktiewe streke van die ster en die planeetbaan (bv. Khodachenko et al.,2007), M dwergplanete wat ons beskou, word beduidend bedreig. Hierdie planete wentel om 'n fraksie van 'n astronomiese eenheid, en die sterre gashere vertoon hoëfrekwensie, hoë-energie fakkelgebeurtenisse, wat aandui dat die effekte van veelvuldige protongebeurtenisse betekenisvol kan wees.

Studies oor die uitwerking van ruimteweer op bewoonbaarheid het deurslaggewend geword met die ontdekking van planete soos Proxima Centauri b (Anglada-Escudé) et al.,2016) en die TRAPPIST-1 (Gillon et al.,2016, 2017) stelsels se meerdere bewoonbare sone-planete. Planetêre atmosferiese ontsnapping kan veroorsaak word deur XUV-straling wat die planeet se eksosfeer verhit, wat 'n hidrodinamiese wind dryf wat die planetêre atmosfeer wegvoer (bv. Luger en Barnes, 2015) kan nie-termiese prosesse soos die verhoogde ontsnapping van polêre wind en ioonopvangers moontlik groot hoeveelhede swaar ione soos N + en O + uit die atmosfeer verwyder (bv. Ribas et al.,2016 Airapetian et al.,2017 Garcia-Sage et al.,2017) verhoogde dwinging van die magnetosfeer deur óf bestendige toestand, óf kortstondige sterwindgebeurtenisse, kan ook 'n invloed hê op atmosferiese verlies en die daaropvolgende atmosferiese uitvloei (bv. Garraffo et al.,2016, 2017 Dong et al.,2018). Alhoewel baie artikels gefokus het op atmosferiese verlies vir planete wat om M-dwerge wentel, is daar minder navorsing gefokus op die gevolge van ruimtelike weersomstandighede op die chemiese evolusie van planete wat hul atmosfeer behou, en hoe hierdie prosesse die bewoonbaarheid beïnvloed.

Segura et al. (2010) het die eerste studie uitgevoer om die effek van 'n enkele, hoë-energie-fakkel (en gepaardgaande SEP's) op die atmosferiese chemie van 'n bewoonbare planeet te ondersoek. In hul studie is ondersoek ingestel na die impak van 'n gebeurtenis gelykstaande aan die flits van 12 April 1985 van dwerg AD Leonis (AD Leo) (Hawley en Pettersen, 1991) op 'n aardagtige planeet wat in sy bewoonbare sone geleë is. Die planetêre atmosfeer het 'n soortgelyke samestelling as die huidige aarde (0,21 O₂, 1 bar oppervlakdruk) en ontvang dieselfde geïntegreerde sterrestroom as ons planeet. Hulle het 'n 1D-fotochemiese model gekoppel aan 'n 1D-stralings- / konvektiewe model gebruik om die effekte van sowel UV-straling as protone op die atmosferiese chemie van 'n hipotetiese bewoonbare planeet te simuleer. Waarnemings beskikbaar vir hierdie fakkel het UV-spektroskopie (1150–3100 Å) en optiese spektroskopie (3560-4440 Å) ingesluit, maar geen protongebeurtenis-data is beskikbaar nie. Om deeltjies in te sluit, Segura et al. (2010) gebruik 'n verwantskap wat gevind is vir die intensiteit van sonstrale en protonstrome (Belov et al.,2005). X-straal-fakkelintensiteite is bereken via die Neupert-effek, 'n empiriese verband tussen die fakkel-energie wat uitgestraal word in die UV en die X-straal-piekligsterkte (Hawley et al.,1995 Mitra-Kraev et al.,2005). Hulle beraam 'n protonvloei wat verband hou met die fakkel van 5,9 × 10 8 protone cm −2 sr −1 s −1 vir deeltjies met energie & GT10 MeV. Daarna het hulle die hoeveelheid stikstofoksiede wat deur die fakkel geproduseer is, bereken deur die produksie van hierdie verbindings tydens 'n groot protongebeurtenis in die son, die Carrington-gebeurtenis (bv. Cliver en Dietrich, 2013).

Resultate van Segura et al. (2010) dui aan dat die UV-straling wat tydens die fakkel uitgestraal word, nie 'n beduidende verandering in die osoonkolomdiepte van die planeet veroorsaak nie. Toe SEP's ingesluit is, het die osoonuitputting 'n maksimum van 94% bereik twee jaar na die fakkel vir 'n planeet sonder magneetveld. Op die hoogtepunt van die fakkel het die oppervlakte-UV-vloed in die golflengte wat lewenslank skadelik is, diegene wat op die aarde ontvang is, oorskry vir 'n duur van minder as 100 s. Die atmosferiese kolom het dan binne ~ 50 jaar herstel en weer in ewewig gebring. Segura et al. (2010) het tot die gevolgtrekking gekom dat fakkels nie 'n direkte lewensgevaar op die oppervlak van 'n bewoonbare planeet kan inhou nie.

Onlangse studies is uitgevoer om die effek van elektromagnetiese fakkel op die bewoonbaarheid van planetêre stelsels te bepaal. Die TRAPPIST-1-stelsel is deur Vida ondersoek et al. (2017) in 'n onlangse Kepler / K2-studie wat ten minste ∼0,75 kumulatiewe fakkels per dag energie toon tussen 1,26 × 10 30 en 1,24 × 10 33 erg. Dit kan skadelike UV-vloed veroorsaak op die potensieel bewoonbare planeetoppervlaktes van TRAPPIST-1b – h. O'Malley-James en Kaltenegger (2017) het die moontlike UV-verwante oppervlakbewoonbaarheid van die TRAPPIST-1-stelsel ondersoek en bevind dat die oksiese toestand van die atmosfeer die sleutel is tot die beskerming van die oppervlak, met selfs 'n dun suurstofatmosfeer (∼0.1 bar) voldoende om te voorkom dat UVC die oppervlak met enige intensiteit bereik. Estrela en Valio (2017) het superflares in die Kepler-96-stelsel tot ∼1.8 × 10 35 erg geïdentifiseer, die effekte op beide Argeense en hedendaagse Aardagtige atmosfere gesimuleer en gevind dat die teenwoordigheid van 'n O₃ laag is van kardinale belang vir die beskerming van die lewe onder sulke sterk bestralende gebeure.

Afgesien van Segura et al. (2010), ondersoek hierdie vorige studies nie die effekte van protongebeurtenisse wat verband hou met sterre magnetiese aktiwiteit nie, en hulle bestudeer nie die veerkragtigheid en evolusie van die O₃ kolom van 'n potensieel bewoonbare planeet vir sulke gebeure. AD Leonis, die ster wat gebruik is vir die studie van Segura et al. (2010), is een van die mees magneties aktiewe M-dwerge wat bekend is. In die afgelope paar dekades is slegs fakkels van die mees aktiewe M-dwerge bestudeer omdat die UV-emissie van middel- en lae-aktiewe rooi dwerge onder die opsporingsdrempel van die beskikbare instrumente val. Waarnemings wat met behulp van die Hubble-ruimteteleskoop gedoen is, het getoon dat UV-emissie van chromosferiese aktiwiteit ook teenwoordig was by sterre wat gewoonlik as nie-aktief geklassifiseer is (Walkowicz) et al.,2008 Frankryk et al.,2012, 2013), terwyl die Kepler / K2-missie (bv. Davenport et al.,2014 Hawley et al.,2014) en die MEESTE instrumente (Davenport et al.,2016) het 'n meer gedetailleerde oorsig van die fakkelfrekwensie van lae-massa sterre getoon.

Die huidige werk brei die resultate van Segura uit et al. (2010) om die effek van veelvuldige M-dwergfakkels en energieke protongebeurtenisse op 'n potensieel bewoonbare wêreld te bepaal deur gebruik te maak van die meer onlangse waarnemingsveldtogte hierbo genoem. Ons het die modelle wat in Segura gebruik is, opgedateer et al. (2010) (sien Afdeling 2.1) om die effek van veelvuldige gebeurtenisse op 'n aardagtige atmosfeer te bestudeer om die potensiële effekte op die O₃ kolom en verwante biologies relevante UV-vloed aan die oppervlak van die planeet.

Bogrondse biomassa

14.4.3 Ruimtelike stereoskopiese beelde

Die stereoskopiese (of fotogrammetriese) beelde is aanvanklik gebruik vir die onttrekking van terreinhoogtes deur die parallaks te meet wat vervat is in twee beelde wat met verskillende sighoeke verkry is. Die akkuraatheid van aansigte wat uit stereoskopiese beelde gehaal word, word bepaal deur die ruimtelike resolusie sowel as die sighoekverskil van twee beelde. Voor die negentigerjare is die ruimtelike resolusie van afstandswaarnemingsbeelde wat deur ruimtelike sensore verkry word, te laag om akkurate meting van parallaks te maak. Die multispektrale skandeerder aan boord van Landsat 1-3 het byvoorbeeld 'n nominale ruimtelike resolusie van 78 m (Slater, 1979), terwyl die aan boord van Landsat 4–5 30 m is (Malila et al., 1984). Daarom moet die meeste studies in die vorige eeu aan lugfoto's werk.

Sedert die begin van hierdie eeu is die ruimtelike resolusie van ruimtelike gebore afstandswaarnemingsbeelde aansienlik verbeter, veral vir kommersiële satelliete. Quickbird kan byvoorbeeld 2,44 m multispektrale beelde en 0,61 m panchromatiese beelde verkry (Noguchi en Fraser, 2004). IKONOS kan 3,28 m multispektrale beelde en 0,82 m panchromatiese beelde lewer (Zhou en Li, 2000). Alhoewel dit nie spesifiek fotogrammetriese stelsels is nie, kan hulle stereoskopiese beelde op die baan en dwarsbaan bied deur houdings te verander. St-Onge et al. (2008) het die IKONOS-stereobeelde wat met dieselfde hoogtehoek (67,4 °) verkry is, maar verskillende azimuthoeke (27,8 ° en 180,52 °) verkry. Die digitale oppervlakhoogte-model is eerstens onttrek deur stereoskopiese prosessering. Die boshoogte-model is verder afgelei met behulp van die grondoppervlak-verhoging uit die liddata van klein voetafdrukke. Die finale resultate het getoon dat die AGB van die bos wat deur onttrekte boshoogte geskat is, sterk gekorreleer was met veldmeting met R 2 = 0.79.

Ruimtebore fotogrammetriese stelsels het die afgelope twee dekades vinnig gegroei. Die ASTER aan boord van die Terra-satelliet is ontwerp vir die verkryging van stereoskopiese beelde met behulp van twee kameras wat nadir en agtertoe wys. Die beelde wat deur ASTER verkry is, is gebruik vir die wêreldwye digitale hoogte-model (ASTER GDEM) (Ni et al., 2015). Die Advanced Land Observing Satellite (ALOS), wat in 2006 deur die Japan Aerospace Exploration Agency bekendgestel is, het Panchromatic Remote-Sensing Instrument for Stereo Mapping (PRISM) gedra. Die drie kameras van ALOS / PRISM, wat na vorentoe, nadir en agtertoe wys met 'n nominale hoekinterval van 24,0 °, kan 2,5 m stereoskopiese beelde verkry. Die presiese globale digitale 3D-kaart is gegenereer met behulp van ALOS / PRISM stereoskopiese beelde (Tadono et al., 2016). China het ook in 2012 sy eerste siviele ruimtelike fotogrammetriese satelliete geloods, wat ZY-3 genoem word, wat drie kameras het op dieselfde manier as die ALOS / PRISM. Die ruimtelike resolusie van voorwaartse en agtertoe-kameras is van 3,5 tot 2,5 m verbeter op die tweede satelliet van ZY-3 wat in 2016 bekendgestel is.

In vergelyking met die meeste studies wat fokus op die ontginning van hoogteoppervlaktes op die grond, het wetenskaplikes op die gebied van boswaarneming geleidelik aandag gegee aan die meting van die ruimtelike struktuur van die ruimte in die ruimte, stereoskopiese beelde in die afgelope dekade. Vergelyk met lidar data, Ni et al. (2015) het bevind dat die boshoogte in die ASTER GDEM vervat is, hoewel die ruimtelike resolusie van ASTER slegs 15 m is en die ASTER GDEM die gekombineerde produkte gedurende tien jaar tussen 2000 en 2010 is.

Die ruimtelike stereoskopiese beelde word gewoonlik deur 'n stootkamera verkry, terwyl die stereotopiese beeld deur die kameras verkry word. Een van die grootste verskille tussen hulle is die gesigsveld en die aantal waarnemingshoeke. Lugraamkameras het 'n groot aansigveld en duisende waarnemingshoeke in sowel as dwarsweg. Vir stootkamekamera is die sigveld oor die baan slegs enkele grade, terwyl die aantal waarnemingshoeke langs die baan bepaal word deur die aantal kameras. Daarom is die outomatiese identifisering van algemene punte baie moeiliker vir stootkamerkamera as raamkameras. Hoe om beperkte waarnemingshoeke ten volle te benut om meer algemene punte te kry, is 'n kritieke saak vir stereoskopiese beeldmateriaal in die ruimte. Ni et al. (2014) het die puntwolk wat uit verskillende aansigkombinasies onttrek is, geanaliseer en gevind dat dit aanvullend is in beide horisontale en vertikale verspreidings. Die gesintetiseerde puntwolk kan beter beskrywing van bosruimtelike strukture gee as enigeen daarvan.

Teoreties het die ruimtelike stereoskopiese beelde groot potensiaal vir die beraming van bos-AGB soos lidar-data. Huidige studies het slegs gefokus op die meting van bosruimtelike strukture. Daar is nog 'n lang pad om die plaaslike kartering van bos-AGB te gebruik met behulp van ruimtelike stereoskopiese beelde. Daar moet baie moeite gedoen word om die effekte van omgewingsfaktore op die verspreiding van puntwolk vanuit stereoskopiese beelde te verstaan, soos die seisoenale effekte (Montesano et al., 2019), terreineffekte, waarnemingsgeometrie (Montesano et al., 2017), en so aan. Benewens analise deur soveel moontlik stereoskopiese beelde te gebruik, is teoretiese model ook 'n belangrike hulpmiddel om sulke studies uit te voer (Ni et al., 2019).

Evolusie van die radiale oorvloedgradiënt en koue gas van die galaktiese skyf ☆, ☆☆

Ten einde die vormingsmeganisme van die radiale oorvloedgradiënt van die Galaktiese skyf en die evolusie van koue gas te verstaan, het ons 'n chemiese evolusiemodel van die Galaktiese skyf gekonstrueer waarin die sterreformasiewet gemoeid is met molekulêre waterstowwe aangeneem word, en die evolusie van massa-oppervlakdigtheid word vir die molekulêre en atoomwaterstof afsonderlik bereken, dan word die modelvoorspellings en die waargenome radiale verdeling van sommige fisiese hoeveelhede vergelyk. Die resultaat dui aan dat die modelvoorspelling sensitief is vir die vasgestelde tydskaal, die model wat die stervormingswet toepas wat met die molekulêre waterstowwe te make het, kan goed ooreenstem met die belangrikste waargenome eienskappe van die Galaktiese skyf, veral kan die radiale suurstof-oorvloedgradiënt natuurlik verkry word van die Galaktiese skyf, en die radiale oppervlakdigtheidsprofiel van koue gas. Die aanname van onmiddellike of nie-oombliklike herwinningsbenutting het 'n klein effek op die evolusie van koue gas, veral in die geval van 'n redelike lae gasdigtheid.

Abstrak

Die evolusie van Aardagtige bewoonbare planete is 'n komplekse proses wat afhang van die geodinamiese en geofisiese omgewings. In die besonder is dit nodig dat plaattektoniek oor miljarde jare aktief bly. Hierdie geofisies-aktiewe omgewings is sterk gekoppel aan die gasheersterparameters van 'n planeet, soos massa, helderheid en aktiwiteit, wentelbaan van die bewoonbare sone en die aanvanklike watervoorraad van die planeet. Afhangend van die gasheerster se bestraling en deeltjievloei-evolusie, die samestelling in die termosfeer en die beskikbaarheid van 'n aktiewe magnetiese dinamo, word die atmosfeer van aardagtige planete binne hul bewoonbare sones anders beïnvloed as gevolg van termiese en nie-termiese ontsnappingsprosesse. Vir sommige planete kan 'n sterk atmosferiese ontsnapping selfs die stabiliteit van die atmosfeer beïnvloed. Sleutelwoorde: aardplanete - evolusie van die atmosfeer - geofisika - bewoonbaarheid. Astrobiologie 10, 45–68.

Is daar vereenvoudigde M-L-, M-R- en leeftydvergelykings vir nie-hoofreekssterre? - Sterrekunde

6 keer groter skikking oor die huidige ontvangerstelsel. Die groot TES-bolometer-skikking word uitgelees deur 'n opgegradeerde digitale frekwensie-domein-multiplexstelsel wat in staat is om 40 bolometers te multiplexeer deur een enkele supergeleidende kwantuminterferensie-toestel (SQUID). Die eerste POLARBEAR-2-ontvanger, POLARBEAR-2A, word gebou en die end-tot-end-toetsing om die geïntegreerde prestasie van die detector-, uitlees- en optiese stelsel te evalueer, word in die laboratorium uitgevoer met verskillende soorte toetsapparatuur. Die POLARBEAR-2A word beplan om in 2018 in die Atacama-woestyn in Chili te ontplooi. Om die sensitiwiteit van die meting verder te verhoog, word twee verdere ontvangers van die POLARBEAR-2-tipe kort na die ontplooiing (Simons Array-projek) ontplooi. Die Simons Array dek vier frekwensiebande op 95 GHz, 150 GHz, 220 GHz en 270 GHz vir beter beheer van die voorgrondsein. Die geprojekteerde beperkings op 'n tensor-tot-skalêre verhouding (amplitude van inflasionêre B-modus sein) is σ (r = 0.1) = $ 6.0 keer 10 ^ <-3> $ na verwydering van die voorgrond ($ 4.0 keer 10 ^ <- 3 > $ (stat.)), en die sensitiwiteit vir die som van die neutrino-massas in kombinasie met DESI-spektroskopiese sterrestelseldata is 40 meV by 1-sigma na verwydering van die voorgrond (19 meV (stat.)). Ons bied 'n oorsig van die ontwerp, samestelling en status van laboratoriumtoetse van die POLARBEAR-2A-ontvangerstelsel, sowel as die Simons Array-projekoorsig.

16.000 polarisasie-sensitiewe oorgangsensor-bolometers. Verskeie belangrike tegnologiese ontwikkelinge het hierdie grootformaat fokusvlak moontlik gemaak, insluitend die vordering in detektore, uitlees-elektronika en groot millimeter golflengte-optika. Ons bespreek die implementering van hierdie tegnologieë in die SPT-3G-ontvanger, asook die uitdagings wat dit bied. Aan die einde van 2017 is die implementering van al drie hierdie tegnologieë aangepas om die totale prestasie te optimaliseer. Hier bied ons die huidige instrumentstatus van die SPT-3G-ontvanger aan.

3500 detektore gebruik ons ​​frekwensie domein multiplexing (FDM) met basisband terugvoer. In elke multiplexing-kanaal lees 'n tweestaps SQUID-voorversterker 160 detektors voor. Ons beskryf die detektorsisteem en bespreek 'n paar oorwegings wat die ontwerp daarvan inlig.

0.1 parsek-skaal funksies wat van kritieke belang is vir die begrip van die oorsprong van strukture in die interstellêre medium.

BLAST-TNG beskik oor drie detektor-skikkings wat op golflengtes van 250, 350 en 500 m (1200, 857 en 600 GHz) werk, onderskeidelik uit 918, 469 en 272 dubbelpolarisasiepixels. Elke pixel bestaan ​​uit twee gekruiste mikrogolf kinetiese induktansedetektors (MKID's). Hierdie skikkings word afgekoel tot 275 mK in 'n kriogeniese ontvanger. Elke MKID het 'n ander resonansfrekwensie, wat honderde resonators op 'n enkele transmissielyn kan voorlees. Hierdie inherente vermoë om frekwensie-domein-multiplex te wees, vereenvoudig die kriogeniese afleesapparatuur, maar vereis noukeurige optiese toetsing om die fisiese ligging van elke resonator op die fokusvlak in kaart te bring. Optiese toetsing op ontvangervlak is uitgevoer met behulp van beide 'n kriogenbron wat op 'n beweegbare xy-stadium met 'n luik gemonteer is, en 'n balkvullende, verhitte swartliggaambron wat 'n temperatuurkap van 10-50 C kan bied. Die fokale vlak skakeling geraas eienskappe, responsiwiteit, polarisasie doeltreffendheid, instrumentele polarisasie is gemeet. Ons bied die voorafvliegkarakterisering van die BLAST-TNG-kriogeen stelsel aan en die optiese toetsing van die MKID-detektorreeks op skikvlak in die vlugontvanger.

Hier word 'n paar van die belangrikste ontwerpelemente van die MUSCAT-instrument beskryf, soos die nuwe gebruik van deurlopende absorptiekoelkaste en 'n miniatuurverdunningsmiddel vir deurlopende 100-mK-afkoeling van die fokusvlak, breëbandoptiese koppeling aan aluminium-LEKID-skikkings met behulp van golfgeleierspore en anti- weerkaatsingsmateriale sowel as met die algemene meganiese en optiese ontwerp van MUSCAT. Ons sal verduidelik hoe MUSCAT ontwerp is om eenvoudig op te gradeer en die moontlikhede om die fokusvlak-eenheid te verander wat MUSCAT in staat stel om in die toekoms as demonstrator op te tree vir ander nuwe tegnologieë, soos multi-chroïese polarisasie-sensitiewe pixels en on-chip spektrometrie. Laastens sal ons verslag doen oor die huidige status van MUSCAT se ingebruikneming.

1 pW, met 'n foton-ruis-beperkte optiese geluidsekwivalente krag van 1-2 x 10 ^ -16 W Hz ^ -0,5. Van Oktober tot November 2017 is DESHIMA geïnstalleer op die Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE), 'n antenne van 10 m in die Atacama-woestyn van Chili. Die sensitiwiteit van DESHIMA wat in die ASTE-kajuit gemeet word, is soortgelyk aan die resultate van die laboratorium. Ten tye van die indiening van die opsomming het DESHIMA verskeie astronomiese bronne suksesvol opgespoor, in kontinuum- en lynemissie. Tydens die konferensie sal ons die lesse leer oor die eerste werklike werking van 'n filterbank-spektrometer op die skyfie op 'n teleskoop, insluitend die invloed van termiese siklusse op die filters, stelselgevoeligheid vir die teleskoopomgewing en -beweging, straalpatroon op die lug en sensitiwiteit vir kontinuum- en lynemissie.

100 000. Dit sal twee skikkings van Transition Edge Sensed (TES) bolometers gebruik. Een van die skikkings bestaan ​​uit 8 16-pixelstroke, vir die hoëresolusie-modus, waar die pixelarea en agterkorte geoptimaliseer is vir 8 verskillende golflengte-regimes. Die tweede detector bestaan ​​uit 'n 16x64 skikking met 'n uitstekende sensitiwiteit oor die volle golflengte en sal gebruik word vir die middelresolusie (R

19 000) en lae resolusie (R

600) waarnemingswyses. Albei detector-skikkings het 'n beperkte agtergrondprestasie met NEP's van & lt 2E-17 W / Hz ^ (1/2) vir die lae-resolusie skikking en & lt 3E-18 W / Hz ^ (1/2) vir die hoë resolusie skikking . HIRMES sal verskeie Fabry-Perot-interferometers (FPI) vir die lae- (R) gebruik

19 000), en hoë resolusie (R

100,000) waarnemingswyses. Daarbenewens het drie roosters met resolusies van R

600 sal gebruik word om FPI-oordragpieke te orden, en ook om lae resolusie breëbandwydtspektra te verkry. HIRMES se belangrikste wetenskaplike doelwitte is om die evolusie van protoplanetêre skywe te bestudeer, asook om die oorsprong van waterstof en deuterium in die sonnestelsel te ondersoek. Die waarnemings met 'n hoë spektrumresolusie van die HD 1-0 R (0) -lyn by 112 mikron bepaal die gasmassa en kinematika in protoplanetêre skywe, terwyl die waarnemings van die [OI] 63 mikron- en H2O-lyne die hoeveelheid suurstof en H20 onthul binne die sneeu. Waarnemings met lae spektrale resolusie van vaste toestand H20-ysfunksies by

63 mikron bepaal die hoeveelheid waterys buite die sneeugrens. Metings van die molekulêre waterstoflyn en talle HD-lyne met middelresolusie sal help om die H / D-verhouding in die sonnestelsel te skat. Daarbenewens is die FPI met 'n lae resolusie baie geskik om fyn-struktuurlynemissies van nabygeleë sterrestelsels in kaart te bring.

300), groot bandwydte-opnamespektroskopie van hoë-rooi-verskuiwing sterrestelsels vir die 1 mm atmosferiese venster. SuperSpec teiken die CO-leer in die rooiverskuiwingsbereik van z = 0 tot 4, die [CII] 158 um-lyn van z = 5 tot 9, en die [NII] 205 um-lyn van z = 4-7. Altesaam bied hierdie lyne 'n volledige rooiverskuiwingsdekking van z = 0 tot 9. SuperSpec gebruik 'n nuwe argitektuur waarin detektore gekoppel is aan 'n reeks resonante filters langs een mikrogolf-toevoerlyn in plaas van dispersiewe optika. Hierdie konstruksie maak voorsiening vir die skepping van 'n volledige spektrometer wat slegs 20 cm vierkante silikon beslaan, wat 'n afname in grootte van verskillende orde in vergelyking met standaard traliespektrometers vergelyk. Hierdie klein profiel maak die produksie van toekomstige multi-voorwerp-spektroskopiese instrumente moontlik wat benodig word namate die millimetergolf-spektroskopieveld volwasse word. SuperSpec gebruik 'n lensgekoppelde antenne om astrofisiese straling aan 'n mikrostrook-transmissielyn te lewer. Die bestraling propageer dan in hierdie transmissielyn, waar mikrostrip-resonators met 'n halwe golflengte naby mekaar spesifieke frekwensies van straling afhaal. Pas die resonators se nabyheid van die voerlyn op die gewenste resolusiekrag van die SuperSpec-filterbank deur die koppelingsgehalte faktor in te stel. Die halfgolflengte resonators word dan weer gekoppel aan die induktiewe kronkeling van kinetiese induktansdetektors (KID's), wat dien as die kragdetektor vir die SuperSpec filterbank. Elke SuperSpec-filterbank bevat honderde TiN-KID's van titaniumnitrid en die natuurlike veelvoudigheid van hierdie detektors laat die groot aantal benodigde detektors uitlees. Die unieke koppelingskema wat deur SuperSpec gebruik word, maak die skep van ongelooflike lae volume (2,6 kubieke mikron), hoë responsiwiteit en TiN KID's. Aangesien responsiwiteit eweredig is aan die omgekeerde van die kwas-deeltjie-besette volume, kan SuperSpec die lae NEP's wat benodig word deur middel van 'n matige resolusiespektroskopie bereik, en foton beperk word vanaf die beste waarnemingspersele op die grond. Ons bied die nuutste resultate van SuperSpec-toestelle aan. In die besonder, detektor NEP's, gemeet filter bank doeltreffendheid (insluitend transmissielyn verliese), en spektrale profiele vir 'n volledige

300-kanaal filterbank. Laastens sal ons verslag lewer oor ons stelsel se doeltreffendheid tot die einde en die totale stelsel NEP.

10 ^ -20 W / √Hz sensitiwiteit toegelaat deur die sterrewag. Een doelstelling van hierdie fasiliteit is vinnige spektroskopiese opnames van die hoë rooiverskuiwingsuniversum by 420 - 800 μm, met behulp van skikkings van geïntegreerde spektrometers met matige resolusies (R = λ / Δλ

1000), om sterrestelsel evolusie en groei van struktuur in die heelal te ondersoek. 'N Tweede doel is om hoër resolusie (R> 100.000) spektroskopiese opnames op 20-300 μm uit te voer om die verspreiding van die bestanddele lewenslank op protoplanetêre skywe te ondersoek. Laastens beoog die OST om sensitiewe middel-infrarooi (5–30 μm) spektroskopie van rotsagtige atmosfeer in die bewoonbare sone met behulp van die transito-metode te doen. Hierdie doelstellings is 'n goed georganiseerde gemeenskapsooreenkoms, maar dit is onmoontlik om te bereik sonder 'n aansienlike sprong vorentoe in die detektortegnologie, en die OST sal waarskynlik nie aanbeveel word as daar nie 'n pad na geskikte detektors bestaan ​​nie. Ons span is besig om fotonetel-kinetiese induktansedetektore (KID's) vir die OST te ontwikkel. Aangesien KID's baie meervoudig van aard is, sal die skaalbaarheid daarvan 'n groot verbetering wees ten opsigte van huidige tegnologieë wat baie beperk is in die waarneming van spoed as gevolg van 'n klein aantal pixels. Boonop is KID's 'n gevestigde sterk mededinger vir TES's en het NEP behaal

1,5—3x10 ^ -19 W / √Hz in 'n wetenskaplike graadreeks van 1000 pixels wat deur SRON onder die SpaceKID-program vervaardig word. Om die sensitiwiteit vir OST te bereik, ontwikkel ons KID's wat gemaak word van baie dun aluminiumfilms op enkelkristal silisiumsubstrate. Onder die regte omstandighede kan induktors met klein volume wat van hierdie films vervaardig word, ultra-sensitief word vir enkele fotone> 90 GHz. Die begrip van die materiële fisika en elektrodinamika van eksitasies in hierdie supergeleier-diëlektriese stelsels is van kritieke belang vir prestasie. Ons het wêreldrekordmateriaal-eienskappe behaal wat voldoen aan die vereistes vir fotonetelling: mikrogolfkwaliteitsfaktor van 0,5 x 10 ^ 6 vir 'n aluminiumresonator van 10 nm by enkele mikrogolfoton-dryfkrag, residuele donker elektrondigtheid van 95% doeltreffendheid by 0,5 - 1,0 THz is haalbaar. Gekombineer met µ-Spec - ons op Goddard gebaseerde ver-IR-spektrometer op die skyfie - sal hierdie detektore die eerste OST-wetenskapsdoelwit moontlik maak, en ook 'n duidelike weg bied vir die korter golflengte-doelstellings.

Hier berig ons oor die ontwerp van 'n nuwe 4.7 THz-ontvanger vir GUSTO. Die ontvanger bestaan ​​hoofsaaklik uit twee substelsels: 'n 4 & times2 HEB kwasi-optiese menger skikking en 'n 4,7 THz multi-bundel LO. Ons beskryf die mengversameling, wat ontwerp is as 'n kompakte monolitiese eenheid. Ons wys byvoorbeeld 10 potensiële HEB-detektore met die nuutste sensitiwiteit van 720 K, gemeet op 2,5 THz. Hulle het 'n klein variasie in sensitiwiteit, minder as 3%, maar voldoen ook aan die LO-vereiste. Vir die meerstraal-LO demonstreer ons die kombinasie van 'n fase-rooster en 'n enkele QCL op 4.7 THz, wat 8 sub-LO-balke genereer, waar die fase-rooster 'n doeltreffendheid van 75% toon. 'N Voorlopige konsep vir die geïntegreerde LO-eenheid, insluitend QCL, fase-rooster en balk-optika, word aangebied.

10.000-100.000 per kamera) sub-Kelvin-sensors, byvoorbeeld soos voorgestel vir die CMB-S4-eksperiment, sal aansienlike verbeterings in koue en warm uitleestegnieke benodig. Om die uitleeskoste per sensor en die integrasie-kompleksiteit te verlaag, word tans gefokus op die bereiking van hoër multiplexing-digtheid, terwyl die uitleesgeraas onderdominant tot intrinsieke detectorgeraas behou word en die hanteerbare termiese vragte aangebied word. Hoogs veelvoudige koue-uitleestegnologieë wat aktief ontwikkel, sluit in mikrogolf kinetiese induktansensors (MKID's) en mikrogolf rf-SQUID's. Albei benut die hoë kwaliteit faktore van supergeleidende mikrogolfresonators om sub-Kelvin-sensors dig te kanaliseer in die bandwydte van 'n mikrogolf-transmissielyn. In die geval van mikrogolf-SQUID-multiplexing word skikkings van oorgangsensors (TES) multiplexeer deur elke TES aan sy eie supergeleidende mikrogolfresonator deur 'n rf-SQUID te koppel. Ons bied vooruitgang in die ontwikkeling van 'n nuwe warmafleesstelsel vir mikrogolf SQUID multiplexing, die SLAC Superconducting Microresonator RF elektronika, of SMuRF, deur die SLP National Accelerator Laboratory se Advanced Telecommunications Computing Architecture (ATCA) FPGA Common Platform aan te pas. SMuRF beoog om 4000 mikrogolf SQUID-kanale tussen 4 en 8 GHz per RF-lyn uit te lees. Elke kompakte SMuRF-stelsel is op 'n enkele ATCA-draaglem gebou.Dogterborde op die lem implementeer RF-frekwensie-verdelingsmultipleksering met behulp van FPGA's, vinnige DAC's en ADC's, en 'n analoog op- en af-omskakelingsketting. Die stelsel lees veranderinge in die vloed in elke resonator-gekoppelde rf-SQUID voor deur die verandering in die uitgesende amplitude en frekwensie van RF-tone wat by die basiese frekwensie van elke resonator geproduseer word, te monitor. Die SMuRF-stelsel is uniek in sy vermoë om elke toon op te spoor, wat die totale RF-krag benodig om elke resonator uit te lees, tot 'n minimum beperk, waardeur die lineêre vereistes vir die koue en warm aflees aansienlik verminder word. Hier bied ons metings aan van die uitleesgeruis en lineariteit van die eerste volledige SMuRF-stelsel, insluitend 'n demonstrasie van geslote lus-toonopsporing op 'n 528-kanaal kriogiese mikrogolf SQUID multiplexer. SMuRF word ondersoek as 'n potensiële uitleesoplossing vir 'n aantal toekomstige CMB-projekte, waaronder Simons Observatory, BICEP Array, CCAT-prime, Ali-CPT en CMB-S4. Daarbenewens is 'n parallelle ontwikkeling van die platform aan die gang om SMuRF aan te pas om MKID- en vinnige X-straal-TES-kalorimeterreeks uit te lees.

6,000) in vergelyking met die tweede generasie instrument, ACTPol. Die vierde skikking, wat ontwerp is om op 39 en 27 GHz waar te neem, sal die laaste gebruik word. Die toename in die aantal detektore en wye frekwensie-dekking maak 'n wye verskeidenheid wetenskaplike doelwitte moontlik, waaronder die verbetering van die beperkings op donker energie, die som van die neutrino-massas en primitiewe swaartekraggolwe. Opdrag en beheer van die teleskoop word op afstand gedoen. 'N Span samewerkingslede, wat 'n afstandwaarnemer genoem word, het gedurende die seisoen saamgestel om skofte te neem wat die teleskoop beheer. Elke skof duur 24 uur, waartydens die aangewese afstandwaarnemer verantwoordelik is vir die skedule van die dagwaarnemings, die koördinering met die ingenieursbemanning op die terrein en die herstel van die teleskoop as dit sou staak. Om hierdie take te vergemaklik, het ons 'n stel webhulpmiddels ontwerp. Die nut van hierdie instrumente wissel van monitering van teleskoopstelsels, datavloei en rekenaarstatus tot die skedulering van waarnemings en die beheer van die teleskoop self. Nuwe gereedskap is eenvoudig om te integreer en word na behoefte bygevoeg. Die versameling, verwerking en oordrag van wetenskaplike en huishoudelike data is grotendeels outonoom. Die instrumente vir die teleskoopbestuur beveel die uitleeselektronika wat skakel met die detektore. Data word op een van drie rekenaars versamel, een vir elke detektoropstelling, en in 'n gestandaardiseerde, saamgeperste formaat verwerk voordat dit in 'n RAID naby die webwerf gestoor word. 'N Kopie word dan outomaties op 'n vervoerskyf gemaak wat gebruik word om die data na Noord-Amerika oor te dra, waar 'n ander kopie dan gemaak word vir data-analise. AdvACT is nou in die tweede seisoen waarnemings. In hierdie werk beskryf ons die status van die AdvACT-projek en bespreek ons ​​die teleskoopstelsels en -bewerkings.

1500 teen 230 μm. Die instrument werk in vier golflengtebande, wat tegelykertyd die hele 34-230μm-reeks dek. Elke band het drie skikkings van ongeveer 300 TES-sensors wat drie ruimtelike en 300 spektrale uitsette lewer. Om die aantal seindrade tussen die koue fokusplan en die warm elektroniese eenhede te beperk, word 'n frekwensiedomein van 160 pixel / kanaal gebruik.

310, en pas op 'n 3,5 & keer5,5 cm-skyfie. SuperSpec gebruik 'n lens- en breëband-antenne om straling in 'n niobium-mikrostrook te koppel wat 'n bank van niobium-mikrostrook-halfgolfresonators voer vir frekwensie-selektiwiteit. Elke halfgolfresonator word gekoppel aan die induktor van 'n kinetiese induktansedetektor (LEKID) van titaniumnitrid, wat die invallende straling opspoor. Die toestel is ontwerp vir gebruik in 'n demonstrasie-instrument by die Large Millimeter Telescope (LMT).

16 000. Die fokusvlak SPT-3G bestaan ​​uit tien detektormodules, elk met 'n skikking van 269 trichroïese, polarisasie-sensitiewe pixels op 'n silika-wafer van ses duim. Binne elke pixel is 'n breëband, dubbele polarisasie-sinuous antenne. Die sein van elke ortogonale lineêre polarisasie word verdeel in drie frekwensiebande wat op 95, 150 en 220 GHz gesentreer is deur inlyn-elementfilters en via supergeleidende mikrostrook na Ti / Au oorgangsensor (TES) bolometers. Eienskappe van die TES-film, mikrostrookfilters en bolometer-eiland moet streng beheer word om optimale prestasie te behaal. Vir die tweede jaar van SPT-3G-werking het ons al tien wafels in die fokusvlak vervang met nuwe detektoropstellings wat ingestel is om die kartsnelheid te verhoog en die algehele prestasie te verbeter. Hier bespreek ons ​​die TES-supergeleidende oorgangstemperatuur en normale weerstand, detectorversadigingsvermoë, banddeurgange, optiese doeltreffendheid en volle opbrengs vir die 2018-fokusvlak.

Die groot diafragma-teleskoopontvanger (LATR) is gekoppel aan die SO ses meter gekruiste Dragone-teleskoop en sal 2,4 m in deursnee wees, weeg meer as 3 ton en het vyf kriogenfases (80 K, 40 K, 4 K, 1 K en 100 mK). Die LATR word aan die teleskoop gekoppel via 13 onafhanklike optiese buise wat kryogene optiese elemente en detektors bevat. Die kryostaat sal afgekoel word deur twee Cryomech PT90 (80 K) en drie Cryomech PT420 (40 K en 4 K) pulsbuis-koelkoelers, met verkoeling van die 1 K en 100 mK fases deur 'n kommersiële verdunnings yskasstelsel. Die tweede komponent, die klein diafragma-teleskoop (SAT), is 'n enkele brekingskamera met 'n enkele optiese buis met 'n deursnee van 42 cm. Die verkoeling van die SAT-stadiums word voorsien deur twee Cryomech PT420, waarvan een toegewy is aan die verdunningskoelstelsel wat die fokusvlak tot 100 mK sal afkoel. SO sal altesaam drie SAT's in gebruik neem.

Om die afkoeltyd van die kamerastelsels te bereken gegewe hul grootte en kompleksiteit, is 'n eindige verskilkode gebaseer op 'n implisiete oplosser geskryf om die kortstondige termiese gedrag van beide kristalle te simuleer. Die resultaat van die simulasies wat hier aangebied word, voorspel 'n afkoeling van 35 dae vir die LATR. Die simulasies dui daarop dat addisionele hitte-skakelaars tussen fases effektief sal wees om die afkoelingskrag te versprei en die tyd wat dit neem om die basistemperature te bereik, verminder. Daar word voorspel dat die SAT binne een week sal afkoel, wat voldoen aan die SO-ontwerpdoelstellings.

Die tegniese demonstrator is 'n verkleinde weergawe van Module 1 in terme van die aantal detektors, toevoerhorings en pulsbuise en 'n verkleining in die deursnee van die kombuinspieëls en filters, maar is andersins soortgelyk. Die betoger sal in 2019 opgegradeer word na die volledige module. In hierdie referaat gee ons 'n oorsig van die QUBIC-projek en -instrument.

0,03. In ons referaat bespreek ons ​​die belangrikste skanderingstrategie-vereistes (oorvleueling met SWIPE-dekking, sensitiwiteitsverdeling, waarneming van kalibrasiebronne) en toon ons hoe ons 'n kompromie kan verkry deur die teleskoop om die asimutas te draai met konstante hoogte en hoeksnelheid. Die kombinasie van die teleskoopbeweging met die Aardrotasie verseker die toegang tot die groot hoekskale. Ons sal periodiek die krapnevel sowel as die Perseus-molekulêre wolk waarneem. Die krap is een van die bekendste gepolariseerde bronne in die lug en sal vir kalibrasie doeleindes waargeneem word. Die tweede een is 'n bron van anomale mikrogolfemissie wat gekenmerk kan word in intensiteit en polarisasie.

Die volledige QUBIC-instrument word elders in die referaat 1,2,3,4 beskryf. Ons sal veral konsentreer op simulasies van die optiese kombineerder ('n Gregoriaanse beeldvormige as) en die voerhoring-skikking. Ons modelleer die optiese prestasie van sowel die QUBIC-volledige module as 'n afgeskaalde tegnologiese demonstrator wat gebruik sal word om die volledige instrumentontwerp te bekragtig. Optiese modellering word uitgevoer met behulp van volledige fisiese optiese vektore met 'n kombinasie van kommersiële en interne sagteware. In die hoëfrekwensie-kanaal moet ons versigtig wees om die hoërorde-modusse wat deur die horingreeks oorgedra kan word, in ag te neem. Die instrumentvensterfunksie word as prestasiemaatstaf gebruik en ons ondersoek die effek van byvoorbeeld belyning en vervaardigingstoleransies, afkapping deur optiese komponente en afwaartse afwykings. Ons rapporteer ook oor laboratoriumtoetse wat op die QUBIC-tegnologiese demonstrator uitgevoer is voordat dit na die waarnemingswerf in Argentinië gestuur word.

15.000 grade 2). Hierdie metings is ontwerp om die grootskaalse struktuur van die heelal te kenmerk, kosmologiese modelle te toets en die som van die neutrino-massas te beperk. Namate die sensitiwiteit van hierdie wye opnames toeneem, word die beheer en validering van die reaksie van die ander kant al hoe belangriker en is dit veral uitdagend omdat veelvuldige refleksies, verspreiding, diffraksie en verstrooiing moeilik word om op die vereiste vlakke te modelleer en te karakteriseer. In hierdie werk bied ons 'n straalsporingsmodel van die ACT-boonste struktuur aan, wat gebruik word om 'n groot deel van die waargenome sybeenpatroon te beskryf. Hierdie model kombineer sekondêre spieëlafmetings met 'n 3D CAD-model wat gebaseer is op metings van fotogrammetrie om die balk van die kamera en die grondskerm te simuleer. Hierdie simulasie toon kwalitatiewe ooreenstemming met fisiese optiese gereedskap en kenmerke wat in metings aan die ander kant gesien word. Ons bied hierdie metode aan as 'n effektiewe eerste-orde-berekening wat, alhoewel dit nie alle diffraksie-effekte vang nie, interaksies tussen die struktuurkomponente van die teleskoop en die optiese pad informeer, wat dan gekombineer kan word met meer berekeningsintensiewe fisiese optiese berekenings. Hierdie metode kan gebruik word om sywaartse patrone in die ontwerpstadium van toekomstige optiese stelsels soos die Simons Observatory, CCAT-prime en CMB Stage IV te voorspel.

VPM's met veranderlike vertraging word gebruik in die Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS) -teleskope as die eerste element in die optiese ketting om die inkomende polarisasie vinnig te moduleer. VPM's bestaan ​​uit 'n lineêr polariserende draadrooster voor 'n beweegbare plat spieël. Die variëring van die afstand tussen die rooster en die spieël lewer 'n veranderende faseverskuiwing tussen polarisasietoestande parallel en loodreg op die rooster wat Stokes U moduleer (lineêre polarisasie by 45 °) en Stokes V (sirkelvormige polarisasie). Die KLAS-teleskope het VPM's as die eerste optiese element uit die lug. Dit laat terselfdertyd 'n polarisasie-meting in die sluitstyl toe en die skeiding van lugpolarisasie van enige instrumentele polarisasie verder in die optiese pad.

Die KLASSE VPM-draadroosters gebruik 50 & m koper-wolframdraad met 'n 160 & mum-spasiëring oor 'n duidelike opening van 60 cm. Die spieël is gemonteer op 'n buigstelsel met een mate van translasievryheid, wat die vereiste spieëlbeweging moontlik maak, terwyl uitstekende parallelisme met betrekking tot die draadrooster gehandhaaf word. Die draadroosters en -spieëls word parallel met mekaar gehou tot beter as 80 en mamma, en die draadroosters het RMS-vlakheidsfoute onder 50 en mamma oor die opening van 60 cm. Die Q-band CLASS VPM was die eerste VPM wat die CMB voltyds begin waarneem het, begin in die lente van 2016. Die eerste W-band CLASS VPM is in die lente van 2018 geïnstalleer.

Ons meet CE7 tot a) supergeleiding onder 'n kritieke oorgangstemperatuur, T_c,

1.2 K, b) het 'n termiese sametrekkingsprofiel wat baie nader aan Si is as metale, wat eenvoudige paring moontlik maak, en c) het 'n lae termiese geleidingsvermoë wat verbeter kan word deur Au-platering. Ons ondersoeke toon ook aan dat CE7 goed genoeg kan bewerk om klein strukture, soos # 0-80 skroefdraadgate, tot streng toleransies te vervaardig (

25 & mamma) in teenstelling met suiwer silikon en soortgelyke substrate. Ons het CE7-basisplate vervaardig wat in die 93 GHz-polarimetriese fokusvlak gebruik word in die Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS). 1 Ons rapporteer ook oor die ontwikkeling van gladwandige voerhoringopstellings van CE7 wat gebruik sal word in 'n fokusvlak van dichroïese 150/220 GHz-detektors vir die KLAS hoëfrekwensie-kamera.

Hier bespreek ons ​​die wiskundige raamwerk wat gebruik is in 'n analise-pyplyn wat ontwikkel is om komplekse veldstralingspatroonmetings te verwerk. Hierdie roetine bepaal en vergoed wanaanpassings van die instrument en die skanderingstelsel. Ons begin met 'n oorsig van Gaussiese balkformalisme en hoe dit verband hou met ingewikkelde veldpatroonmetings. Vervolgens bespreek ons ​​'n skanderingstrategie met behulp van 'n verrekening in Z langs die optiese as wat optiese staande golwe van die eerste orde tussen die geskandeerde bron en die optiese stelsel toelaat om na-verwerking te verwyder. Daar word ook 'n metode bespreek waarvolgens die ko- en kruispolarisasievelde individueel vir elke pixel onttrek kan word deur die twee ortogonale meetvlakke te draai totdat die sein die ko-polarisasiekaart is, gemaksimeer word (en die sein in die kruispolarisasieveld is) word geminimaliseer). Ons gee 'n detail van 'n minimaliseringsfunksie wat meetdata kan pas by 'n arbitrêre balkvormmodel. Ons sluit af met die bespreking van die hoekvlakgolfspektrale (APWS) metode vir straal voortplanting, insluitend die naby-veld tot ver-veld transformasie.

Die Suidpoolteleskoop (SPT) is 'n millimeter-golflengte-teleskoop van 10 meter wat toegerus is vir bolometriese waarnemings van die kosmiese mikrogolfagtergrond. Om VLBI-waarnemings met die SPT moontlik te maak, het ons 'n samehangende seinketting saamgestel wat geskik is vir die Suidpoolomgewing. Die tweefrekwensie-ontvanger bevat moderne SIS-mengers en is in die SPT-ontvangerkajuit geïnstalleer. Die VLBI-seinketting bevat ook 'n opnamestelsel en 'n verwysingsfrekwensiegenerator wat aan 'n waterstofmaser gekoppel is. Hier beskryf ons die SPT VLBI-stelselontwerp breedvoerig en word beide laboratoriummetings en resultate op die lug aangebied.

In hierdie werk het ons 'n klein 16-element digitale bundelvormer met 384 MHz bandwydte gebou om die prestasie van NRC's Advanced Focal Array Demonstrator (AFAD) te evalueer wat van 750 tot 1500 MHz werk. Ons vergelyk meetresultate van gemete sensitiwiteit met vorige metings wat met 'n analoog balkvormer gemaak is. Die digitale balkvormer word geïmplementeer met behulp van NRC's Kermode platform, 'n Virtex6-gebaseerde rekenblad. Ons volg 'n standaard-gebaseerde benadering met behulp van die AdvancedTCA (ATCA) vormfaktor vir die Kermode-bord, ANSI / VITA-49.0-raamwerk vir alle chip-to-chip- en chip-to-host-kommunikasie, en AXI4-Stream-formaat vir alle interne datapaaie. Die Kermode-stelsel kan uitgebrei word met 'n standaard ATCA-agtermasjien met volle maas om tot 128 insette te ondersteun met meer as 1 GHz bandwydte.

Hierdie uitgebreide vermoë sal uiteindelik gebruik word om die prestasie van die volledige 96-element AFAD PAF wat op 'n reektorantenne gemonteer is, te evalueer. Om hierdie doel te bereik, is ons baie besig met die ontwikkeling van 'n digitaliseerderstelsel wat minstens 96 elemente met tot 1,5 GHz bandwydte per element kan hanteer. Ons bied 'n oorsig van die digitaliseerderstelsel in die konteks van die PAF-balkvormstelsel en gee 'n opdatering van die vordering tot dusver.

Groot verbeterings van die APEX-teleskoop is aan die einde van 2017 behaal, wat die instrumente in die C-Cabin volledig moet verwyder. Intussen is die ArTeMiS-kamera veilig gehou in die ALMA Operations Support Facility (OSF) -gebou. Ons het hierdie herinstallasie benut om die optiese koppeling van detektors 'n bietjie te verbeter. Ons bied hier die huidige status van die kamera aan.

Aangesien APEX-werking nou gewaarborg word tot einde 2022, is ons vooruitsig om mettertyd nuwe detektors te installeer wat tans by CEA / Léti ontwikkel word, in die raamwerk van R & ampD-ontwikkeling wat gemaak is vir die toekomstige SPICA-ruimtemissie. Hierdie detektors, wat oor nuwe polarisasievermoëns beskik, word ook aangebied.

In hierdie referaat beskryf ons die toetsing en installering van die nuwe en verbeterde ontwerp van termiese blokkeringsfilter in die instrument en rapporteer die gevolglike prestasieverandering gebaseer op data van die eerste 12 maande van wetenskaplike werking met die nuwe filters. Ons bied ook die gekombineerde filterbanddoorlaatprofiele aan soos gemeet in situ met FTS-2.

200 oor die 186–324 GHz frekwensiebereik. Die verspreide lig word opgespoor met behulp van 2-D skikkings van bolometers van die oorgangsensorsensor. Die instrument is gehuisves in 'n geslote siklus 4K – 1K – 300mK kryostaat. Die spektrometers en detektors word afgekoel met 'n tweestadige 250/300 mK yskas.

300) en hoë resolusie, (HR) (R

2000-11000). Die SAFARI sal puntbronspektroskopie bied met diffraksie-beperkte vermoë in vier spektrale bande ouer as 34-230 en 'n gesigsveld (FoV) op lug oor 2 '& times2'. Vanweë die ingewikkeldheid van die optiese ontwerp van die SAFARI-instrument is 'n modulêre ontwerp gekies. Vier hoofmodules word omskryf: Kalibrasiemodule (CS), Invoeroptiekmodule (IOM), Straal- en modusverspreiding (BMDO) en Roostermodules (GM's). Die huidige werk is in die laaste module gefokus. Dispersiewe optiese stelsels vereis inherent die behoefte aan volumetoekenning vir die optiese stelsel, aangesien dit op die een of ander manier eweredig is aan die golflengte en die vereiste resolusiekrag. Die beeldmonsterneming en die grootte van die detektorelemente is die belangrikste dryfvere in hierdie optiese modulêre ontwerp. Die optimaliseringsproses is uitgevoer met inagneming van die konseptuele ontwerpparameters wat gedurende hierdie fase verkry is, soos die kollimator- en kamera-optiese brandpuntsafstand, substelseldiameters en -periodes en AOI's van die diffraksieroosters.

6 m) diafragma-teleskope en sal in die Atacama-woestyn in Chili geleë wees. Hierdie werk is deel van 'n reeks referate wat kalibrasie, sensitiwiteit en sistematiese foute vir SO bestudeer. In hierdie referaat bespreek ons ​​die huidige pogings om optiese sistematiese effekte te modelleer, hoe dit gebruik is om die ontwerp van die SO-instrument te lei, en hoe hierdie studies gebruik kan word om die instrumentontwerp van toekomstige eksperimente soos CMB-S4 in te lig. Terwyl optiese sistematiekstudies aan die gang is vir beide die klein diafragma en die groot diafragma-teleskope, beperk ons ​​die fokus van hierdie vraestel tot die meer volwasse diafragma-teleskoopontwerp waarvoor ons studies insluit: wysfoute, optiese vervormings, straalelliptisiteit, kruispolêre respons , instrumentele polarisasie rotasie en verskillende vorme van sidelobe pickup.

Ons ondersoek waarnemingstrategieë vir beide klein (0,42 m) diafragma-teleskope (SAT) en 'n groot (6 m) diafragma-teleskoop (LAT). Ons bestudeer strategieë wat gefokus is op klein lugareas om na inflasionêre gravitasiegolwe te soek, sowel as strategieë wat ongeveer die helfte van die lae voorgrondhemel strek om die effektiewe aantal relativistiese spesies te beperk en die som van neutrino-massas te meet via die gravitasie-lenssein as gevolg van groot skaal. struktuur. Ons bied hierdie strategieë aan, spesifiek met inagneming van die teleskoop-hardeware- en wetenskaplike doelwitte van die SO, geleë op 23 & ° Suid-breedtegraad, 67,8 & ° West-lengte.

Waarnemings naby die son en die maan kan addisionele sistematiek instel deur addisionele krag op die instrument toe te pas deur middel van die teleskoop-sidelobes. Aansienlike besmetting van die kantlob in die data kan selfs teen tien grade of meer van helder bronne voorkom. Daarom bied ons verskeie strategieë aan wat die beperkinge van die vermyding van die son en die maan in die teleskoopplanning implementeer.

Skanderingstrategieë kan ook 'n kragtige instrument wees om instrumentele sistematiek te diagnoseer en te versag deur gebruik te maak van veelvuldige skanderings om die sistematiek gemiddeld te verminder, of deur nultoetse te lewer om probleme te diagnoseer. Ons bespreek metodes om die vermoë van 'n waarnemingstrategie om dit te bereik te kwantifiseer.

Strategieë vir die oplossing van konflik tussen gelyktydige sigbare velde word bespreek. Ons fokus op die maksimum tyd wat aan die wetenskaplike waarnemings bestee word. Dit sal ook nodig wees om kalibreringsmetings te skeduleer, maar dit val buite die bestek van hierdie werk. Die uitsette van hierdie studie is algoritmes wat spesifieke skeduleopdragte vir die Simons Observatory-instrumente kan genereer.

700 mm in deursnee) en lensies (

Hemisferiese lense van 5 mm in die fokusvlak) wat in hierdie stelsels gebruik word, is vervaardig van materiale met 'n hoë brekingsindeks (soos silikon of amorfe aluminiumoksied) wat byna 'n derde van die straling weerspieël. Om die flou CMB-sein wat die detektors bereik, te maksimeer, moet die lense en lensdeksels met 'n anti-reflektiewe (AR) materiaal bedek wees. Die AR-laag moet die oordrag van straling in wetenskaplik interessante bande maksimeer en kryogeen stabiel wees. So 'n laag is ontwikkel vir die derde generasie kamera, SPT-3G, van die South Pole Telescope (SPT) -eksperiment, maar die materiale en tegnieke wat in die ontwikkeling gebruik word, is algemeen vir AR-coatings vir mm-golfoptika. Die drielaag-polytetra-uoroetileen-AR-laag is breëband, goedkoop en kan met eenvoudige gereedskap vervaardig word. Die bedekking is veldgetoetste AR-bedekte fokusvlakelemente is in die Australiese somer 2016-2017 ontplooi en AR-bedekte herbeeldingsoptika is in 2017-2018 ontplooi.

Ons beskryf die vervaardigingsproses van die Niobium-supergeleidende induktors en die kwalifikasietoetse wat uitgevoer is in ons 300 mK kriogenfasiliteit in INFN Pisa van die boemerangvormige PCB's wat die LC-kettings huisves, en die gradiometriese SQUID's, wat op die agterkant van die SWIPE gemonteer gaan word. fokusvlakke. Die ontwikkeling van die warm afleeselektronika word aangebied, tesame met die firmware vir die opwekking en uitlees van die kam met vooroordeelfrekwensie.

Die spanningsbevooroordeelde TES word uitgelees met Time Domain Multiplexing en 'n ongekende multiplexing (MUX) -faktor gelyk aan 128. Hierdie MUX-faktor word bereik met tweestaps-multiplexing: 'n tradisionele een wat gebruik maak van Supergeleidende QUantum Interference Devices (SQUIDs) op 1K en 'n nuwe SiGe Toepassingspesifieke geïntegreerde stroombaan (ASIC) op 60 K. Eersgenoemde bied 'n MUX-faktor van 32, terwyl laasgenoemde 'n verdere 4. Elke TES-skikking is saamgestel uit 256 detektors en uitgelees met vier modules van 32 SQUID's en twee ASIC's. 'N Aangepaste sagteware sinkroniseer en bestuur die uitlees- en detektorbewerking, terwyl die TES gemonster word teen 780 Hz (100 kHz / 128 MUX-koers).

In hierdie werk bied ons die eksperimentele karakterisering van die QUBIC TES-skikkings en hul multiplexing-uitleesketting, insluitend tydskonstante, kritieke temperatuur en geluideienskappe.

Ons ondersoek twee magnetiese afskermingstegnologieë: hoë- en mu-metale en supergeleidende afskerming. Die hoë- en mu-skild is 'n boks van Amuneal A4K, 'n legering wat ontwerp is vir hoë deurlaatbaarheid by kriogenetemperature. Die boksgeometrie is 'n halwe silinder om gelyktydige toetsing van afgeskermde en ongeskermde uitleeselektronika moontlik te maak. Die supergeleidende afskerming is 'n NbN-bedekte deksel wat rondom 'n supergeleidende filternetwerk geïnstalleer is. Ons sien geen verswakking van die koppeling aan die toegepaste eksterne veld met die A4K-boks nie, en die NbN-skild versterk hierdie koppeling in die huidige implementering daarvan. Ons het gevind dat die A4K-boks effektief is om koppeling aan magnetiese velde inherent aan die uitleeselektronika te isoleer. Verdere toetse is nodig om naburige-SQUID-effekte van ander intermodule-koppeling te onderskei voordat die NbN-skild se oorheersingsisolasie-vermoë beoordeel word.

50 detektorwafels wat SO sal veld, is voerkrale met splineprofiele, wat die aanpasbaarheid bied tussen koppelingsdoeltreffendheid en die beheer van die effekte van lekpolarisasie. Ons sal pogings aanbied om voerhoringproduksie vir SO op te skerp en hul lewensvatbaarheid vir toekomstige CMB-eksperimente, insluitend metaalbewerkingstelsels vir direkte bewerking en gestapelde Si-skikkings met laserbewerking.

Die flou jong sonparadoks: 'n vereenvoudigde termodinamiese benadering

2 Departamento de Formación Básica, Escuela Superior de Cómputo, Instituto Politécnico Nacional, Avenida Juan de Dios Batiz s / n. Esquina M. Othón de Mendizabal UP Adolfo López Mateos, 07738 Mexiko, DF, Mexiko

Abstrak

Klassieke modelle van die son dui daarop dat die energie-uitset in die vroeë stadium van sy evolusie 30 persent minder was as vandag. In hierdie konteks was die stralingsbalans alleen tussen die son en die aarde nie voldoende om die vroeë teenwoordigheid van vloeibare water op die aarde te verklaar nie. Hierdie probleem word die flou jong Son-paradoks genoem. Baie voorstelle is gepubliseer om hierdie paradoks op te los. In die huidige werk stel ons 'n oorvereenvoudigde termodinamiese benadering van eindige tyd voor wat die lugkonvektiewe selle in die Aardatmosfeer beskryf. Hierdie model stel twee atmosferiese modusse van termodinamiese prestasie bekend: 'n eerste modus wat bestaan ​​uit die maksimalisering van die kraguitset van die konvektiewe selle (maksimum kragregime) en 'n tweede modus wat bestaan ​​uit die maksimalisering van 'n funksie wat 'n goeie kompromie tussen kraglewering en entropieproduksie (die ekologiese regime). Binne die aannames van hierdie oorvereenvoudigde model, bied ons verskillende scenario's van albedo- en kweekhuiseffekte aan wat realisties lyk om vloeibare water op die aarde te bewaar in die vroeë stadium van vorming.

1. Inleiding

Die sogenaamde flou jong sonparadoks [1] is 'n belangrike nadeel in die begrip van die vroeë toestande van die Aarde sowel as die geskiedenis van die Son self [1, 2]. So 'n paradoks kan soos volg opgesom word: die helderheid van die son, ongeveer 4,5–3,8 Gyr gelede, was ongeveer 70-80 persent van sy huidige waarde [1-7], wat slegs grondtemperature onder die vriespunt van water beslaan. . Die aarde se oppervlaktemperatuur word, soos bekend, hoofsaaklik aangedryf deur die stroom sonstraling wat dit ontvang en die wisselwerking tussen straling en atmosfeergasse. In die feit dat die aanname van 'n swartliggaam uitstralingsbalans tussen die jong son en die aarde lei tot

[1], laer genoeg om groot dele van die aardoppervlak tot 1-2 Gyr gelede bevrore te hou [4]. Bewyse uit verskeie onafhanklike ondersoeklyne dui egter daarop dat die aarde feitlik gedurende die hele geskiedenis 'n oppervlaktemperatuur gehandhaaf het binne die gebied waarin water vloeistof is, wat die vraag laat ontstaan ​​oor hoe om hierdie feite te versoen. Onder die bewyse vir antieke vloeibare watertemperature op die aardoppervlak is datering van sedimentêre gesteentes, dit wil sê gesteentes wat onder water neergelê word. Hierdie gesteentes dateer uit minstens 4 Gyr voor die hede (BP) [5-8]. Aan die ander kant beweer Cogley en Henderson-Sellers [9], gebaseer op fossielstudies, dat vloeibare water nodig sou wees om die bestaan ​​van uiteenlopende fossiele in gesteentes wat vroeër as 3,5 Gyr BP gedateer is, te verklaar. Meer onlangs het Watson en Harrison [10], deur die bestudering van antieke sirkone uit Wes-Australië, te kenne gegee dat hul resultate die bestaan ​​van nat, minimum smelttoestande op 4,55 tot 4,0 Gyr BP staaf. Hulle suggereer verder dat die aarde in daardie tyd 'n patroon van korsvorming, erosie en herwinning van sediment gevestig het.

Verskeie benaderings is voorgestel om die flou jong Sun-paradoks (FYSP) te probeer oplos [1, 3-7, 11, 12]. Sommige oplossings het gewoonlik groter hoeveelhede kweekhuisgasse behels as die huidige in die hedendaagse atmosfeer om die koeler son te vergoed, byvoorbeeld verhoogde hoeveelhede

[16]. In 2003 [4] het Shaviv nog 'n FYSP-oplossing voorgestel deur die verkoelende effek wat kosmiese strale op die wêreldklimaat het, te oorweeg en dat die jonger son 'n sterker sonwind moes hê (geassosieer met 'n beskeie massaverlies), sodat dit was meer effektief om te keer dat kosmiese strale die aarde bereik. Bada et al. [11] het benadruk dat FYSP-voorstelle 'n scenario moet bevat met 'n meganisme vir die smelt van 'n eens bevrore oseaan. Hulle het voorgestel dat 'n effense impak tussen ongeveer 4,0 en 3,6 Gyr gelede 'n ysbedekte vroeë oseaan van tyd tot tyd kon laat smelt.

'N Ander soort voorstelle het alternatiewe modelle van sonontwikkeling (AMSE) gebruik wat oorspronklik ontwerp is om die abnormale uitputting van litium in die son en soortgelyke sterre te verklaar [5, 6, 17]. Hierdie AMSE bevat vroeë sonmassaverlies van 5–10 persent wat hoër vroeë sonligsterkte voorspel [5] wat die potensiaal het om planetêre temperature binne die vloeistofwaterbereik te produseer sonder om baie hoë konsentrasies te vereis [5]. Baie onlangs het Turck-Chièze et al. [18], gebaseer op die studie van die interne rotasieprofiel van die son, het getoon dat magnetiese veld waarskynlik in die eerste fase teenwoordig was met oppervlakkige aktiwiteit gedurende die eerste miljoen jaar en gepaardgaande massaverlies. Hierdie outeurs skat die massaverlies van die waarnemings van jong sonkrag-analoë wat tot 30 persent van die huidige massa kan bereik. Alhoewel daardie fase onvoldoende beskryf word, word dit nie uitgesluit dat die aanvanklike helderheid groter sou gewees het as die standaard sonkragmodel (SSM) resultate nie [18]. Wat AMSE-voorstelle betref, hoewel Gaidos et al. [6] deur waar te neem

Ursa Majoris, 'n 300 miljoen jaar oue ster van die sonmassa (waarskynlik analoog van die vroeë Son), het 'n boonste perk geplaas op die massaverlieskoers wat moontlik AMSE as 'n oplossing van FYSP kan uitsluit, die onlangse resultate deur Turck-Chièze et al. [18] versterk die uitvoerbaarheid van AMSE-modelle.

Die meeste van die vorige oplossings wat deur die FYSP voorgestel is, het die een of ander vorm van teenstrydighede of groot onsekerhede in die gesig gestaar, hetsy van geologiese gegewens oor atmosferiese toestande of van atmosferiese modellering [12]. Baie hoë antieke konsentrasies kan byvoorbeeld strydig wees met afgeleide verweringskoerse. Dus, soos Graedel et al. [5] beweer dat die instelling van hoë konsentrasies in die prekambriese klimaatmodelle ooreenstem met, maar nie deur die temperatuurrekord vereis word nie. Aan die ander kant het Hessler et al. [19] geanaliseer verweringsskille by rivierkorrels dateer uit 3.2 Gyr, wat dui op 'n onderste limiet van gedeeltelike druk in die atmosfeer tot slegs 'n paar keer die huidige waarde, wat twee ordes onder die vereiste is om die oppervlaktemperatuur van die aarde bo te hou Vries. Ten opsigte van hoë konsentrasies [3, 15] beweer Shaviv [4] dat, hoewel dit nie onmoontlik is nie, dit nie maklik is om te keer dat dit onomkeerbaar in en [20] gefotoliseer word nie. Shaviv stel ook voor dat die oplossing 'n lang verblyftyd benodig vir metaan in die atmosfeer en waarskynlike oorheersing van metanogene bakterieë, en die gevolgtrekking maak dat hierdie tipe oplossings op hierdie stadium nie uitgesluit of bewys kan word nie.

Onlangs von Paris et al. [12] het die rol van die opwarming van die vroeë aarde heroorweeg. Hulle het tot die gevolgtrekking gekom dat die hoeveelheid benodigdhede om die oppervlak van die vroeë aarde te verwarm, moontlik deur vorige studies oorskat is. Hulle het 'n baie gedetailleerde eendimensionele stralings-konvektiewe model gebruik gebaseer op verskeie klimaatmodelle om konsentrasies te verkry wat verenigbaar is met die hoeveelheid afgelei uit sedimentstudies.

Samevattend bestaan ​​daar 'n aantal moontlike FYSP-oplossings wat voortspruit uit verskillende benaderings, dit wil sê verskillende voorstelle wat vloeibare watertemperature vir die vroeë aardoppervlak gee.

In die huidige werk verkry ons ook vloeibare watertemperature deur middel van 'n oorvereenvoudigde termodinamiese eindige tydmodel sonder die hoë konsentrasies kweekhuisgasse. Hierdie benadering is gebaseer op 'n hoogs geïdealiseerde model wat nie bedoel is om 'n kwantitatiewe akkurate of fisies volledige beskrywing van die FYSP te bied nie, dit is 'n speelgoedmodel in die klassifikasie van Randall en Wielicki vir modelle in atmosferiese wetenskappe [21]. Dit is nodig om te beklemtoon dat die konvektiewe selle van ons model (soos in die GZ-model [22]) slegs virtuele selle is wat probeer om 'n termodinamies ekwivalente skema van werklike konveksie te gee deur rekening te hou met die wêreldwye termodinamiese beperkings oor energievloeie . Ons moet egter noem dat ander oorvereenvoudigde modelle in boeke van klimaatdinamika gevind kan word [23]. Hierdie benaderings kan 0D-modelle wees gebaseer op die verandering van die ondeursigtigheid en die aantal effektiewe lae van die atmosfeer om selfs baie groot veranderinge aan die sonkrag te kompenseer om die oppervlaktemperatuur konstant te hou. Kyk byvoorbeeld na die huis-oefening

uit die klassieke teks van Hartmann [23], waar die FYSP verhoog word in terme van 'n kweekhuiseffekberekening, wat lei tot 'n baie hoë genormaliseerde broeikaskoëffisiënt (ongeveer

). Hierdie resultaat stem ooreen met 'n scenario wat nie ooreenstem met geologiese bewyse nie [12, 24]. Die onderhawige referaat is soos volg georganiseer. In Afdeling 2 bied ons 'n kort oorsig aan van enkele basiese konsepte van eindtydse termodinamika (FTT) in Afdeling 3. 'N Eenvoudige model vir windenergie as sonkraggedrewe hitte-enjin word bespreek in Afdeling 4, 'n FTT-benadering tot die FYSP word uiteindelik in Afdeling 5 voorgestel. Ons bied 'n paar slotopmerkings.

2. Eindtydse termodinamika

Gedurende die afgelope dekades het termodinamika met eindige tyd die toepassings daarvan uitgebrei na baie velde [26–32]. Net soos die vroeë klassieke termodinamika in die 19de eeu, met die aanvang van die bestudering van termiese enjins, feitlik alle makroskopiese stelsels bereik het, het FTT voortgegaan om baie probleme aan te pak waar entropieproduksie van globale prosesse 'n onvermydelike rol speel. Byvoorbeeld, in 'n tipiese FTT-hitte-enjinmodel word die hele entropieproduksie slegs toegeskryf aan die koppeling tussen die werkstof en sy omgewing, en is dit toegelaat dat die werkvloeistof slegs omkeerbare transformasies ondergaan. Hierdie benadering word die endoreversibiliteitshipotese (EH) genoem [33]. Deur middel van hierdie hipotese was dit moontlik om realistiese perke te plaas op onomkeerbare prosesse wat op 'n beperkte tyd verloop. In die FTT-metodiek bereken 'n mens gewoonlik 'n extremum of optimum van 'n termodinamies betekenisvolle veranderlike of funksionele [22]. Onlangs het Fischer en Hoffmann [34] getoon dat 'n eenvoudige endoreversible model (die sogenaamde Novikov-enjin) die ingewikkelde enjingedrag kan weergee van 'n kwantitatiewe dinamiese simulasie van 'n Otto-enjin, insluitend, maar nie beperk nie tot, effekte van verliese as gevolg van hitte geleiding, uitlaatverliese en wrywingsverliese. Aan die ander kant het Curto-Risso et al. [35] het 'n FTT-model ook gepubliseer vir 'n onomkeerbare Otto-siklus wat geskik is om prestasie-resultate weer te gee van 'n baie uitgebreide dinamiese model van 'n werklike vonkontsteking-hitte-enjin, insluitend 'n onstuimige vlam voortplantingsproses, kleppe wat oorvleuel, hitte-oordrag oor die silindriese mure, en 'n gedetailleerde analise van die betrokke chemiese reaksies. In hierdie twee artikels word die gees van FTT geïllustreer, wat die deugde en beperkings van hierdie metodologie beklemtoon. In hierdie artikels word die nut van FTT-modelle egter bo alle twyfel getoon. In werklikheid kan ons beweer dat die FTT-gees gepaardgaan met die gees van 'n Carnotiese termodinamika in die sin van die soeke na sekere soort grense vir termodinamiese veranderlikes en funksionele. In 1975 het Curzon en Ahlborn (hierna CA) [36] byvoorbeeld 'n artikel gepubliseer waarin hulle 'n soort Carnot-siklus voorstel wat entropie produseer slegs as gevolg van 'n onomkeerbare Newtonse hitte-oordrag tussen twee termiese reservoirs by absolute temperature en

en die twee isotermiese takke van die werkvloeistof by temperature

en, onderskeidelik (sien Figuur 1) gegee deur & # 13

& # 13 waar en is die termiese geleidings van die materiale wat die reservoirs van die werkstof skei en die hittevloei per tydseenheid is. Op hierdie manier het CA 'n onomkeerbare globale model voorgestel met

maar intern omkeerbaar (EH). Deur die integrasie van (1) het CA die siklusstydperk behaal

en daarom het hulle 'n siklus met nie-nul krag gehad, in teenstelling met die omkeerbare Carnot-siklus met beide nul entropie en kragproduksies. Vir die genoemde siklusmodel het CA die kraglewering gemaksimeer en gevind dat die doeltreffendheid onder toestande met maksimum krag uitgedruk word deur & # 13

Is daar vereenvoudigde M-L-, M-R- en leeftydvergelykings vir nie-hoofreekssterre? - Sterrekunde

6000 vir sienlimiet), spektropolarimetrie en Fabry-Perot beeldspektroskopie (R

320-9,000). Tydbesliste studies is 'n belangrike aspek van die algehele SALT-wetenskaplike dryfvere, en spesiale pogings is aangewend om die vermoë om te hardloop, te verseker

10 Hz, met minimale dooie tyd, deur raamoordrag-CCD's te gebruik. Laastens bied ons die ontwerp en status aan van die veselle-gevoed hoëresolusie echelle spektrograaf, SALTHRS, die laaste van die "eerste generasie" SALT instrumente.

0,40 boogsek). Die f / 4-kamera gebruik 6-duim-weerkaatsingsroosters om spektroskopie te verkry met verskeie resolusies wat wissel van R = 1350-9375. Die f / 2-kamera gebruik drie 6-duim-grismas om resolusies van R = 450, 600 en 900 te verkry as die groter veld. Ons sny gereeld honderde splete in spleetmasker van vlekvrye staal, 30 sentimeter deursnee, met 'n kommersiële laserstelsel. Rigprosedures vir die waarneming is eenvoudig en doeltreffend, en benodig gewoonlik 5-10 minute per opstelling. IMACS - 'n buitengewone veelsydige instrument - bevat 'n IFU wat deur Durham University gebou is, met twee 5 "x 8" (f / 2) of 4 "x 7" (f / 4) diafragma's, elk met 1000 optiese vesels bemonster. 'N Multi-Object Echelle-modus, wat 10-15 volle golflengte R = 20000 spektra kan verkry, is volledig getoets en het nou met gereelde werking begin. Die Maryland-Magellan Tunable Filter (MMTF) is in laboratoriumtoets getoets en sal in Junie 2006 in gebruik geneem word. Vroeg in 2007 sal Gladder se Image-Slicing Multislit Option (GISMO) gereed wees vir toetsing, en 'n tweede Mosaic CCD-kamera - wat dit sal vereenvoudig bewerkings, verhoog die sensitiwiteit en laat vinnige toegang tot beide f / 2- en f / 4-modi toe - is onder konstruksie. Ons rapporteer oor die ontwerpuitdagings wat die verskillende bedryfsmetodes en streng prestasievereistes bied en die hoof bied. Ons beskryf 'n paar probleme wat die afgelope twee jaar ondervind is om so 'n ingewikkelde multimodus-instrument na die Magellan-sterrewag te bring.

3000. MUSE koppel die ontdekkingspotensiaal van 'n groot beeldapparaat aan die meetvermoëns van 'n hoëkwaliteit spektrograaf, terwyl hy gebruik maak van die verhoogde ruimtelike resolusie wat deur adaptiewe optika verskaf word. Dit maak MUSE 'n unieke en uiters kragtige instrument om voorwerpe te ontdek en te karakteriseer wat buite die bereik van selfs die diepste beeldopnames is. MUSE het ook 'n hoë ruimtelike resolusie-modus met 7,5x7,5 boogsek 2-gesigsveld wat by 25 milli-boogsek. In hierdie modus moet MUSE in staat wees om diffraksie-beperkte datakubusse in die golflengte van 0,6-0,93 μm te verkry. Alhoewel die MUSE-ontwerp geoptimaliseer is vir die bestudering van sterrestelselvorming en -evolusie, het dit 'n wye verskeidenheid moontlike toepassings, bv. monitering van die atmosfeer van die buitenste planete, die omgewing van jong stervoorwerpe, super massiewe swart gate en aktiewe kerne in nabygeleë sterrestelsels of massiewe spektroskopiese opnames van sterrevelde in die Melkweg en nabygeleë sterrestelsels.

0.95 - 2.32μm) met behulp van 'n dubbele beeldkamera (IRDIS) en 'n integrale veldspektrograaf (IFS), en in die sigbare met behulp van 'n vinnige modulasie-polariseringskamera (ZIMPOL). Die instrument gebruik 'n ekstreme AO-turbulensie-vergoedingstelsel, kantel-regstelling van die fokusvlak en interferensiële koronagrawe.Ons beskryf kortliks die wetenskaplike doelstellings van die instrument en lei die vereistes op die hoogste vlak af. Die stelselargitektuur word aangebied, met kort beskrywings van elk van die hoofsubstelsels. Verwagte prestasie word beskryf aan die hand van end-tot-end-simulasies, en 'n semi-analitiese prestasie-berekeningsinstrument vir sensitiwiteitsanalise op stelsievlak word aangebied.

15 "-veld. Die instrument is van die grond af ontwerp met 'n groot, diep-diep, termiese infrarooi wat vinnig uitlees (

3_5μm) 320 by 256 pixel InSb-detector, afgekoelde optika en gepaardgaande fokusvlak- en pupilmasker (met die opsie vir 'n koronograaf) om die termiese agtergrond te verminder en die deurvoer te maksimeer. In kombinasie met die MMT se adaptiewe sekondêre AO-stelsel (twee warm weerkaatsings) se lae termiese agtergrond, is hierdie instrument in 'n unieke posisie om nabygeleë warm planete voor te stel, wat die helderste in die L 'en M-band atmosferiese vensters is. Ons bied die huidige status aan van hierdie instrument wat onlangs in gebruik geneem is en wat buitengewoon tydens die eerste lig opgetree het. Ons instrumentgevoeligheid is indrukwekkend en is beperk tot die agtergrond van die hemel: vir 'n uur van integrasie verkry ons 'n L'-band 5 & # 963 opsporingslimiet van 17.0

80%) en 'n M-bandlimiet van 14,5 (Strehl

90%). Ons M-band sensitiwiteit is laer as gevolg van die toename in die termiese lugagtergrond. Hierdie sensitiwiteit beteken dat relatief jong planete vyf maal Jupiter-massa gevind word (M_Jup) teen 10 stuks binne 'n paar AU van 'n ster. Tans is daar 'n groot Clio-opname van nabygeleë sterrestelsels aan die gang, insluitend 'n soektog na planete rondom sterre van die son, M-dwerge en wit dwerge. Selfs met 'n nul resultaat, kan ons sterk beperkings op die verspreidingsmodelle van die planeet plaas.

140 - 1200) in die band slaag 4,9 - 8,1 mikron, 8,0 - 13,3 mikron, 17,1 - 28,1 mikron en 28,6 - 37,4 mikron. FORCAST het die eerste lig gesien by die Palomar 200 duim-teleskoop. Dit sal beskikbaar wees vir astronomiese waarnemings en fasiliteitstoetse tydens die eerste vlug van SOFIA.

110 K. Wanneer die MOS-modus gekies word, trek 'n manipuleerder 'n spleetmasker uit die carrousel na die MOIRCS-hoofontwarring en plaas dit behoorlik op die Cassegrain-fokus. Die karrousel word deur 'n hekklep gesluit, sodat dit onafhanklik kan verwarm en afgekoel word om spleetmaskerstelle gedurende die dag uit te ruil. Ons het verskillende konfigurasies van 30 of meer multi-gleufposisies in verskillende lugvelde getoets en gevind dat teikens in die middelpunte van die gleuwe of geleidingsgate val binne 'n verspreiding van ongeveer 0,3 pixels (0. "03). MOIRCS is oop vir algemene gebruik spesifiek vir beeldwaarnemings sedert Februarie 2006. Die MOS-funksie sal in volgende Augustus beskikbaar wees.

3000 oor die hele spektrograafbandpas. FLAMINGOS-2 is ook versoenbaar met die Gemini Multi-Conjugate Adaptive Optics-stelsel, wat multi-objek spektroskopiese vermoëns bied oor 'n 3 × 1-boogminute veld met 'n hoë ruimtelike resolusie (0,09-boogsek / pixel). Ons ondersoek die ontwerpe van optiese, meganiese, elektroniese, sagteware- en WaveFront-sensor-substelsels op die instrument. Ons bied ook die huidige status van die projek aan wat tans middel 2006 in finale toetsing is.

400 en voltooi 0,75-2,5 μm dekking. Dit maak dit 'n baie veelsydige, algemene gebruikersinstrument wat permanent gemonteer en beskikbaar sal wees op die Nasmyth-B-brandpunte van die Telescopio Nazionale Galileo (TNG) geleë in Roque de Los Muchachos Observatory (ORM), La Palma, Spanje. Die projek is vinnig en vertrou op bekende, relatief standaard tegnologieë. Dit word erken as een van die hoogste prioriteitsinstrumentele projekte van INAF (die Italiaanse Nasionale Instituut vir Sterrekunde) en ontvang die eerste finansiering vir die fase-A-studie in Oktober 2003. Die integrasie in die laboratorium word beplan om voor die einde van 2006 te begin. , ingebruikneming by die teleskoop word voorsien in 2007 en wetenskaplike operasies in 2008. Een van die belangrikste wetenskaplike doelstellings is die soeke na rotsagtige planete met bewoonbare toestande rondom sterre met lae massa. As dit betyds voltooi is, sal GIANO die eerste en enigste IR-instrument wees wat wêreldwyd werk, met die kombinasie van doeltreffendheid, spektrale resolusie, golflengte en stabiliteit wat nodig is vir hierdie tipe navorsing. Met sy unieke kombinasie van hoë en lae resolusie-modusse, sal GIANO ook 'n baie buigsame instrument vir algemene gebruikers wees, bv. vir kwantitatiewe spektroskopie van bruin dwerge, sterre en sterretrosse asook vir die bepaling van die spektrale energieverdeling van flou / rooi voorwerpe soos hoë rooiverskuiwingsstelsels. Die verwagte beperkte groottes is van so 'n aard dat GIANO in staat sal wees om 'n HR-spektrum van goeie gehalte van enige 2MASS-voorwerp en LR-spektra van enige voorwerp wat in die UKIDSS-grootarea-opname opgespoor word, te lewer.

3 m / s vir 'n J = 9 M5V-dwerg binne 15 minute by die APO 3,5 m-teleskoop.

1700 teen hoë resolusie en R

900 teen lae resolusie. Hierdie resolusie is beter as die van die IRAS-, ISO- of KAO-spektrometers en dek 'n spektrale regime wat nie deur die Spitzer-ruimteteleskoop gelaat is nie. Wanneer dit op die SOFIA gebruik word, sal die spektroskopiese modus van FLITECAM astronomiese ondersoeke van naby-infrarooi funksies by 'n lae waterdampoorlaai moontlik maak. Die grismespektroskopiese modus is getoon op die Shane 120-duim-teleskoop by Lick Observatory deur waarnemings van astronomiese teikens van belang, veral die PAH-funksie teen 3,3 mikron in HII-streke en jong planetêre newels.

5 geleide modusse het kwalitatief verskillende gedrag as enkelmodusvesels en deel 'n aantal voordelige eienskappe van multimodusvesels.

f / 2 prima-fokusstasie is 'n uitdaging vir normale konsepte van veselposisionering. Oplossings behels gewoonlik die beperking van die patrollieveld van elke vesel. Met behulp van hierdie vereenvoudiging word 'n nuwe konsep voorgestel wat voorwerpe op 'n vaste verskeidenheid vesels skuif eerder as om die vesel self te skuif. So 'n skema kan die vervaardigings- en monteerprosesse vereenvoudig en kan lei tot 'n meer robuuste oplossing wat verenigbaar is met die uitdagende primêre fokusomgewing. Ons beskryf die POSM-konsep en bied 'n aanvanklike opto-meganiese uitleg.

2008. SOFIA begin in 2008 met 'n bedryfsleeftyd van

20 jaar. Van vliegtuighoogtes af sal dit moontlik wees om 'n wye verskeidenheid golflengtes te dek, veral in die kritieke band van 5-9 mikron, waar die opsporing van astrobiologies interessante molekules belangrike spektrale handtekeninge het wat nie vanaf die grond toeganklik is nie. Die FORCAST-grismesuite bestaan ​​uit ses grismas: vier monolitiese Si-grismas en twee KRS-5-grismas. Hierdie toestelle laat lang-gleuf lae resolusie (R = 100-300) en kort-gleuf, kruisverspreide spektroskopiese modusse met hoë resolusie (R = 800-1200) toe oor sekere golflengtes in die spektrum 5-40 & # 956m en stel waarnemingsprogramme in staat om beide beelde en spektra in 'n enkele SOFIA-vlug te versamel. Die silikongrismes toon 'n nuwe familie van verspreidende elemente met goeie optiese prestasie vir spektroskopie vanaf 1,2-8 & # 956m en verder as 18 & # 956m. Nadat SOFIA gevlieg het, sal die grismodusse in FORCAST ander instrumente van die eerste generasie op SOFIA aanvul en opvolgvermoë bied van helder bronne waargeneem met Infrared Spectrograph (IRS) op Spitzer. Hierdie referaat beklemtoon die ontwerp van die grism-suite vir FORCAST en die huidige laboratoriumkryogene prestasie van die silikon-grismes.

10 lense, wat 'n potensiële wins in doeltreffendheid van

20% sowel as 'n beduidende toename in kompaktheid. Nuwe OH-onderdrukkingstelsels gebaseer op tegnologieë uit die fotonika-wêreld word beskikbaar wat uiteindelik die nabyheid van die IR-helderheid met 2 tot 4 sterkte kan verminder, afhangende van die golflengte. Die potensiële prestasie van 'n ELT met OH-onderdrukking is soortgelyk in beeldvorming en is aansienlik hoër in spektroskopie as JWST.

0,15 "80% omringte energie) met net vier kollimator-elemente en vyf kamera-elemente. Die gekollimeerde balkdiameter is 300 mm en die detektor is 'n 6K by 10K-skikking. Die spektrograaf gebruik verwisselbare spleetmaskers en 'n verskeidenheid VPH en konvensionele oppervlak-reliëfroosters. Elk van die hele J-, H- of K-bande kan waargeneem word met 'n resolusie van 3000. Die wetenskaplike potensiaal van grondlaag-adaptiewe optika (GLAO) met behulp van 'n konstellasie van natrium-laser-geleidingssterre blyk baie hoog in die naby infrarooi. Simulasies suggereer dat 0,2 "FWHM-beelde oor die hele 7 'by 7' gesigsveld van die spektrograaf behaal kan word. Ons beskryf die ontwerp van die GLAO-stelsel met 'n veelsydige opto-meganiese ontwerp wat 'n vinnige oorskakeling tussen GLAO en waarnemings beperk maak.

5%, met vier aanvullende tegnieke. Die opname sal 'n nuwe 3 vierkante gr. mosaïek-kamera (DECam) gemonteer op die belangrikste fokus van die Blanco 4m-teleskoop by die Cerro-Tololo International Observatory (CTIO). DECam bevat 'n groot mosaïek-kamera, 'n vyf-element optiese korrigeerder, vier filters (g, r, i, z) en die gepaardgaande infrastruktuur vir gebruik in die primêre fokushok. Die fokusvlak bestaan ​​uit 62 2K x 4K CCD-modules (0,27 "/ pixel) wat gerangskik is in 'n seshoek wat binne die gesigsveld van 2,2 gr. Ingeskryf is. Ons beplan om die 250 mikron dik, volledig uitgeputte CCD's te gebruik wat by die Lawrence Berkeley National Laboratory (LBNL). Op Fermilab sal ons 'n verpakkingsfabriek stig om vierkantige modules vir die LBNL-toestelle te vervaardig, sowel as om die CCD's te toets en te gradeer. R&D is aan die gang en die aflewering van DECam aan CTIO is geskeduleer. vir 2009.

4-6 keer beter as wat bestaande MCC's bereik het.

70%. Die instrument produseer 292 spektra gelyktydig in twee kanale wat die bandpas 390 Show Abstract dek

30 vierkante boogminute per waarneming, met integrale veldspektroskopie van 340 tot 570 nm, gelyktydig, van 35 670 ruimtelike elemente, elk 1 vierkante boogsekonde op die lug. Dit stem ooreen met 15 miljoen resolusie-elemente per blootstelling. VIRUS-145 sal op die Hobby-Eberly-teleskoop gemonteer word en gevoer word deur 'n nuwe breëveld-regstelling met 'n sigveld van 22 boogminute. VIRUS is 'n nuwe benadering tot die ontwerp van die spektrograaf en bied die wetenskaplike multiplexvoordeel van groot lugbedekking vir 'n integrale veldspektrograaf, gepaard met die ingenieursmultipleksvoordeel van> 100 spektrograwe wat 'n geheel uitmaak. VIRUS is ontwerp vir die Hobby-Eberly Telescope Dark Energy Experiment (HETDEX) wat baryoniese akoestiese ossillasies gebruik wat gedruk word op die grootskaalse verspreiding van Lyman - en # 945 sterrestelsels wat uitstraal om unieke beperkings te bied op die uitbreidingsgeskiedenis van die heelal wat kan beperk die eienskappe van donker energie.

200, spektroskopie. Vir kortstondige snelhede sal die vinnige snelheid van 10 ° / sekonde deur die teleskoop die verkryging van data oor enige teiken binne een minuut na ontvangs van kennisgewing vergemaklik. Vir kunsmatige teikens sal gelyktydige tweekleurbeelde help om unieke bepalings en algehele toestandmonitering. SIRVIS het twee kanale, 'n kryogene NIR-kanaal wat 0,85-2,5 & # 956m teen 0,27 boogsek / pixel bedek, en 'n sigbare omgewingstemperatuurdruk wat 0,39-1,0 & # 956m teen 0,15 boogsek / pixel bedek. Die straal word verdeel deur 'n kriogiese, rooidoorgang-digroïese spieël wat tussen die teleskoopfokusvlak en die onderskeie kollimators geleë is. Albei kanale gebruik brekingsoptika. Die instrument word ontwerp om aanvanklik die sigbare kanaal, daarna die NIR-kanaal, in te faseer en maklik opgraderings te akkommodeer. Vir lugaftrekking knik die teleskoop tussen 30-60 sekonde NIR-integrasies. Lang sigbare integrasies word moontlik gemaak deur die CCD-lading te skuif met die knik.

100.000) IR-spektrograaf by die VLT. Ons bied ook eerste kalibrasie-resultate aan van laboratoriumtoetse van CRIRES. Die pas ingestelde golflengte-standaarde sal ook in die toekoms beskikbaar wees vir gebruik deur X-shooter en ander spektrograwe. Metings van die variasie van die spektrum van Th-Ar-lampe as 'n funksie van die bedryfsstroom stel ons in staat om die spektrale uitset te optimaliseer in terme van relatiewe intensiteit en lyndigtheid vir werking op die teleskoop. Aangesien Th- en Ar-lynintensiteite 'n ander reaksie toon ten opsigte van die bedryfsstroom, kan sulke metings gebruik word as 'n diagnostiese hulpmiddel om die gas- en metaallyne te onderskei. Ons bevindinge toon dat Th-Ar-lampe die belofte hou om 'n standaardbron te word vir golflengte-kalibrasie in naby-IR-sterrekunde.

20) wat in die nabye IR (0,95-1,35 & # 956m) werk, 'n ideale golflengtebereik vir die opsporing van planeetfunksies op die grond. Die doel daarvan is om spikkels te onderdruk tot 'n kontras van 10 7, met 'n doelwit van 10 8, en terselfdertyd spektrale inligting in 'n gesigsveld van ongeveer 1,5 × 1,5 boogsek 2 in die nabyheid van die teikenster te verskaf. In hierdie referaat word die algemene IFS-ontwerpkonsep beskryf.

4000), ontwerp om saam met die Palomar-lasergids ster-aanpasbare optiese stelsel (PALAO, en sy beplande opgradering PALM-3000) gebruik te word. Dit bou voort op twee onlangse ontwikkelings (i) die verbeterde vermoë van die tweede generasie aanpasbare optiese stelsels om reg te stel vir atmosferiese turbulensie by golflengtes kleiner as of gelyk aan 1 & # 956m mikron, en (ii) die beskikbaarheid van CCD-skaaldetektore met 'n hoë kwantumeffektiwiteit by baie rooi golflengtes (naby die silikonbandrand). Deur dit te kombineer met 'n moderne integrale veld-eenheidsontwerp met behulp van 'n beeldsnyer vir alle glase, bied SWIFT se ontwerp 'n baie hoë deurset en lae verspreide lig. SWIFT bied gelyktydig spektra van

4000 ruimtelike elemente, gerangskik in 'n reghoekige gesigsveld van 44 × 89 pixels. Dit het drie selekteerbare pixelskale van 0,24 ", 0,16" en 0,08 '. Die eerste lig word in die lente van 2008 verwag.

70000 kruisverspreide modus en 'n MCAO-voer naby diffraksie-beperkte R

30000 multi-objek modus in 'n enkele kompakte instrument wat werk oor die 1-5 & # 956m-reeks. Die HRNIRS-konsep is ontwikkel in reaksie op voorstelle wat deur Gemini deur die Aspen-instrumentproses uitgereik is. Hier ondersoek ons ​​die wetenskaplike dryfvere en belangrike funksionele vereistes. Ons bied 'n algemene oorsig van die instrument en skat die beperkte prestasie.

1,5 × 1,0 m aluminium bankie. Die hoofdoel van die projek is om die hoogste moontlike beeldkwaliteit en spektrale stabiliteit te bereik wat noodsaaklik is vir akkurate metings van radiale snelheid. Die instrument bevat ook ander waarnemingsmetodes wat verkry word deur 'n plat spieël of prisma op verskillende posisies in die optiese pad te plaas. Hierdie buigsaamheid word bereik sonder om die stabiliteit en prestasies van die primêre, hoë resolusie-modus te beïnvloed. Ons beskryf hier die krio-meganiese ontwerp wat vir hierdie doeleindes geoptimaliseer is.

70000 met 'n 0,4 boogsek gleuf oor soveel as 'n oktaaf ​​in golflengte, en bedek dus die meeste JHK- of LM-vensters in een enkele waarneming. In hierdie modus aanvaar die spektrograaf die Tweeling-sien-beperkte f / 16-invoer oor 'n klein veld. 'N Ingeboude modulator en polarisator laat HRNIRS beide lineêre en sirkelvormige polarisasie meet. Die tweede modus is 'n matige hoë resolusie (R

30000) spektrograaf waarneem verskeie voorwerpe gelyktydig binne 'n 2 boogmin veld gevoed deur die f / 33.2 Gemini MCAO balk. In hierdie referaat bespreek ons ​​die oorwegings vir optiese ontwerp, bied ons die ontwerp wat voortspruit en toon dat die voorspelde prestasie aan die ontwerpvereistes voldoen.

70000 kruisverspreide modus en 'n MCAO-voer naby diffraksie-beperkte R

20000 multi-objek modus in 'n enkele kompakte instrument wat werk oor die 0,9-5,5 & # 956m-reeks. Ons beskryf die meganiese ontwerp, en beklemtoon die uitdagende ontwerpvereistes en hoe daaraan voldoen word. Die benadering van die ontwikkeling van optiese en meganiese ontwerpe in samewerking en die gebruik van bewese werkkonsepte uit die Gemini Near Infra-Red Spectrograph was belangrike elemente van die ontwerpfilosofie. Liang, et al. bied 'n gedetailleerde bespreking van die optiese ontwerp, Hinkle, et al. beskryf die wetenskaplike gevalle en vereistes asook 'n algemene oorsig, en Eikenberry, et al. beskryf die stelsel-ingenieurswese en prestasie-aspekte van HRNIRS.

1300 spektra oor 'n 16x33-boogsek-gesigsveld op die Cassegrain f / 15-fokus van die KPNO 4-meter-teleskoop, of 'n 6x12-boogsek-gesigspunt op die Nasmyth- of Bent Cassegrain-brandpunt van die Gran Telescopio Canarias 10.4 -meter teleskoop. FISICA bereik dit met behulp van drie stelle "monolitiese" aangedrewe spieëlreeks, elk met 22 spieëloppervlaktes wat in een stuk aluminium gesny is. Ons hersien die optiese en opto-meganiese ontwerp en vervaardiging van FISICA, sowel as laboratoriumtoetsresultate vir FISICA geïntegreer met die FLAMINGOS-instrument. Ten slotte bied ons prestasie-resultate aan van waarnemings met FISICA by die KPNO 4-m-teleskoop en vergelykings van FISICA-prestasies met ander beskikbare IFU's op 4-tot 8-m-teleskope.

1700 en 900 onderskeidelik. FLITECAM is gedeeltelik in gebruik geneem by die 3-m-Shane-teleskoop van Lick Observatory, waar die f / 17-optika van hierdie teleskoop byna dieselfde plaatskaal as SOFIA bied. Astronomiese waarnemingsversoeke (skrifte) en 'n real-time data reduksiepyplyn (DRP) vir gedifferensieerde beeldpatrone is gedemonstreer. Die uitvoering van die instrument tydens grondproewe word geïllustreer.

800 en 'n duidelike diafragma van 60 mm, en word gevoed deur die Teleskoop se Multi-Conjugate Adaptive Optics-stelsel. Die stelsel is ontwerp om ultra-diep soektogte na 'First-Light'-bronne met rooi verskuiwings van z = 7-10 te onderneem deur gravitasielensing op die voorgrond te gebruik. Hierdie referaat beskryf die voorlopige karakterisering en verwagte prestasie F2T2.

140, 250 wanneer dit in lae orde gebruik word met 'n gleuf van 3 boogsekondes. Ons illustreer aspekte van vervaardiging en toetsing tydens die ontwikkeling van die grism, en som die prestasie van die roosters op naby- en middel-IR golflengtes op. Hierdie roosters is afhanklik van prosedures wat gebruik kan word vir 'n klein grootte (

10 cm) silikonstukke, wat sodoende verspreidende elemente met goeie optiese prestasie en groot spleetwydte-oplossende kragprodukte van 1.2-8.1 & # 956m en verder as 17 & # 956m bied.

Daar is gelyktydig toegang tot 'n 2-boogsek-deursnee binne hierdie veld. IRMOS bied byna diffraksie-beperkte integrale veldspektroskopie oor die 0,8-2,5 μm banddoorgang by R

1 000-20 000 vir elke teikenveld. Ons gee 'n kort opsomming van die Design Reference-wetenskapgevalle vir IRMOS. Ons bied vervolgens 'n oorsig van die IRMOS basislyn-instrumentontwerp aan.

Kyk die video: 112 Kidsfilm NL (Desember 2024).